Когда мы смотрим на края такой туманности, наш взгляд проникает через большую толщу ее газовой «скорлупы», чем при наблюдении ее центральных областей. А чем большую толщу газа мы видим, тем более яркой эта масса газа нам кажется. Так и возникает иллюзия газового кольца.
Может быть, конечно, и другой случай. Представьте себе, что пространство между газовой оболочкой («скорлупой») планетарной туманности и ее ядром сплошь заполнено газом. Такая туманность уже не будет казаться кольцеобразной. Если к тому же внутри этой шарообразной газовой массы газы распределены неравномерно, а внешние, «поверхностные» слои туманности имеют сложную, нешарообразную форму, то планетарная туманность при наблюдении в телескоп может удивить астронома сложностью своей структуры.
Типичная планетарная туманность.
К числу таких некольцеобразных планетарных туманностей принадлежит широко известная туманность из созвездия Лисички. Легко различимая на черном фоне ночного неба даже в сильный бинокль, она кажется еле светящимся прозрачным облаком неправильной формы. На рисунках наблюдателей прошлого века эта туманность по своей форме напоминает спортивный снаряд — гантель. Современные фотографии, сделанные с помощью крупных телескопов, обнаруживают ее в общем кругообразную форму с очень неоднородным распределением газов. Кстати сказать, по своему поперечнику туманность в созвездии Лисички почти втрое превышает кольцеобразную туманность в Лире.
А есть планетарные туманности, которые даже отдаленно не напоминают диски планет. Подобные аномальные (то есть ненормальные), необычные туманности недавно изучены советским астрономом Г. А. Гурзадяном.
При всем многообразии форм планетарных туманностей их объединяет нечто общее: сходство химического состава и наличие центральной звезды — ядра.
Нет сомнений, что каждая планетарная туманность тесно связана со своим ядром. Звезда-ядро не случайно находится в центре туманности. Другое дело те звезды, которые на снимках кажутся окружающими туманность.
Эти звезды на самом деле (в пространстве) не имеют ничего общего с планетарной туманностью. Они образуют фон, передний или задний, на котором и наблюдается туманность.
Какова же все-таки связь между планетарной туманностью и ее ядром?
Прежде всего заметим, что свой свет планетарная туманность заимствует от ядра. Но это заимствование — не простое отражение. Подсчитано, что планетарная туманность излучает света в сорок — пятьдесят раз больше, чем ее центральная звезда. Значит, здесь происходит нечто иное, чем отражение.
Ядра планетарных туманностей очень горячи. Это, пожалуй, самые горячие из известных нам звезд. Даже их поверхностные слои имеют температуру, близкую к 100 тысячам градусов, тогда как у Солнца и ему подобных звезд фотосфера имеет температуру всего около 6 тысяч градусов. При такой сверхраскаленности ядро планетарной туманности излучает энергию главным образом в форме невидимых глазом ультрафиолетовых лучей. Атомы туманности, поглотив ультрафиолетовые лучи центральной звезды, излучают затем потоки видимого глазом света. Благодаря такому переизлучению туманность и кажется несоразмерно яркой по сравнению со своим ядром.
Свечение планетарных туманностей, таким образом, холодное. Здесь, как и в кометах, мы снова встречаемся с люминесценцией — весьма распространенным явлением в мире небесных тел.
Планетарные туманности кажутся зеленоватыми. В их спектре выделяются очень яркие зеленые линии, которые долгое время приписывались неизвестному на Земле веществу небулию. Слово «небулий» означает в переводе «туманный», и, когда астрономы назвали таинственное вещество небулием, от этого их знание, разумеется, не увеличилось. Только в 1927 году загадка небулия была разрешена. Тщательным анализом спектров туманностей было доказано, что небулий — это всем хорошо известный кислород. Астрономы его сразу не узнали только потому, что в планетарных туманностях он находится в ионизированном состоянии. Потеряв часть своих электронов, атом кислорода стал неузнаваем, как старый знакомый, неожиданно сбривший бороду и усы. Посылаемые ионизированным кислородом зеленые лучи, совсем нехарактерные для нормального кислорода, были сначала объяснены астрономами как лучи загадочного небулия.
На связь планетарной туманности и ее ядра указывает также другой факт. Планетарные туманности расширяются от ядра, как от некоторого центра. Конечно, из-за удаленности туманностей расширение непосредственно не видно. Его можно обнаружить, только исследуя спектр туманности. Но факт расширения несомненен. В среднем скорость расширения составляет два-три десятка километров в секунду. Это значит, что диаметр большинства планетарных туманностей должен увеличиться за столетие на две-три секунды дуги — величину, практически пока не обнаруженную.
Несомненно, однако, что через несколько десятков лет «раздутие» некоторых из планетарных туманностей можно будет увидеть по их фотоснимкам.
Итак, планетарные туманности расширяются во все стороны от своего ядра. Казалось бы, чего яснее: центральная звезда когда-то выбросила газы, которые со временем и образовали туманность.
Но тут-то и начинаются странные противоречия, выбраться из которых до сих пор еще не удалось.
Звезды, находящиеся в центре планетарных туманностей, можно разделить на два типа. Примерно половину из них составляют обычные, хотя и весьма горячие звезды, которые астрономы причисляют к спектральному классу О. По общим чертам своей природы напоминая наше Солнце, эти звезды отличаются от него, во-первых, значительно большими размерами и, во-вторых, более высокой температурой, которая на поверхности звезд класса О достигает 30 тысяч градусов.
Другая половина ядер планетарных туманностей — это звезды совершенно необыкновенные. По имени ученых, впервые исследовавших их спектры, звезды такого типа называют звездами Вольф — Райе.
Большинство астрономов считает, что звезды Вольф— Райе буквально истекают газом. Их чрезвычайно пухлые, протяженные атмосферы состоят из атомов водорода, гелия и других элементов, непрерывно извергающихся в окружающее звезду мировое пространство. В отдельных случаях атомы, по-видимому, покидают свою звезду со скоростью, близкой к 2 тысячам километров в секунду!
Чудовищный по масштабам и непрерывно извергающийся газовый «дождь наизнанку» истощает звезду. Природа демонстрирует пример редкого расточительства, которое, конечно, неизбежно приведет к краху.
Нетрудно подсчитать, как это сделал советский астроном Н. А. Козырев, что за один год звезда Вольф — Райе выбрасывает такое количество вещества, которое по массе составляет около одной десятитысячной доли массы Солнца. Учитывая, что массы всех звезд мало отличаются друг от друга, можно сделать вывод, что «прожигание жизни», которое мы наблюдаем у звезд Вольф — Райе, может продолжаться не более ста тысяч лет.
По земным меркам сто тысяч лет — срок солидный. Но для звезд, продолжительность существования которых измеряется, по-видимому, десятками или сотнями миллиардов лет, сто тысяч лет — почти мгновение. Значит, если звезды Вольф — Райе не собираются полностью «рассосаться» в пространстве, если от них должно остаться что-то, напоминающее обычную спокойную звезду, то продолжительность безумного расточительства должна быть, очевидно, значительно меньшей, чем сто тысяч лет.
Мы пока не знаем, что именно заставляет некоторые из звезд вступать на путь гибельного расточительства. Но все факты говорят, что это расточительство является кратковременным эпизодом в их жизни.
Понять, почему звезды Вольф — Райе истекают газом, нетрудно. Ведь поверхность этих наиболее горячих звезд имеет температуру до 100 тысяч градусов. При такой температуре звезда излучает столь мощные потоки света и, в частности, ультрафиолетовых лучей, что световое давление со стороны поверхности звезды на ее атмосферу колоссально. Оно-то и «сдувает» атомы атмосферы в окружающее звезду мировое пространство.
Следует заметить, что некоторые астрономы не согласны с нарисованной сейчас картиной. По их мнению, как будто подтверждаемому некоторыми фактами, звезды Вольф — Райе вовсе не истекают газом, а особенности их спектра могут быть объяснены некоторыми сложными физическими процессами, протекающими в атмосферах этих загадочных звезд. Вывод о молодости звезд типа Вольф — Райе не должен считаться бесспорным.
Итак, ядра планетарных туманностей — это либо звезды типа Вольф — Райе, либо более спокойные и менее горячие звезды спектрального класса О. Можно ли отсюда сделать вывод, что планетарные туманности неизбежно должны порождаться именно этими звездами?
