Изучение туманностей

На теории и практике определения температур звезд, возбуждающих свечение диффузных и планетарных туманностей, мы должны остановиться подробно. Мы делаем это не только потому, что это один из важнейших вопросов, связанных с изучением туманностей, но и потому, что теми же методами определяются температуры всех горячих звезд, имеющих в спектре яркие линии, и в этой области далеко не все обстоит так благополучно, как это излагается большинством авторов и в оригинальных работах и в обзорах.

Прежде всего напомним, что определение температур очень горячих звезд по распределению энергии в их спектре становится очень неточным, уже начиная с 20—23 тыс. градусов. Причина этого в том, что при таких температурах ход кривой энергии, определяемой функцией Планка для абсолютно черного тела, в доступной наблюдениям области спектра очень мало меняется с температурой. Малейшие ошибки при измерении этого хода кривой ведут к огромным ошибкам в вычисляемых отсюда температурах.

Для звезд со спектрами поглощения надежные значения дает теория ионизации, но она неприменима к звездам, содержащим в спектре лишь яркие линии, и к звездам, имеющим непрерывные спектры без всяких линий, какими являются многие ядра планетарных туманностехй. Для звезд Вольф-Райе по наличию в их спектре полос высоко ионизованных элементов можно догадываться об их высокой температуре, но установить ее по этому признаку нельзя. В их спектрах, как и в спектрах туманностей, существуют со сравнимой интенсивностью яркие линии нескойьких стадий ионизации одного атома, что противоречит обычной теории ионизации, выведенной для условий термодинамического равновесия. Для звезд с чисто непрерывным спектром, имеющих интенсивный ультрафиолетовый конец его, можно лишь заключить, что их температура «очень высока».