В 196S г. был выделен новый класс эмиссионных туманностей—протяженные оболочки вокруг звезд Вольфа — Райе галактического населения I*). К давно известным классам: диффузным областям НИ, планетарным туманностям и остаткам вспышек сверхновых были присоединены кольцевые туманности, образованные звездным ветром. К новому типу туманностей привлекли внимание исследователей Джонсон и Хогг (1965). Они первыми оценили массы этих объектов по потоку радиоизлучения и высказали предположение, что такие оболочки образуются в результате сгребания межзвездного газа сильным звездным ветром. Смит (1968) нашла семь кольцевых туманностей вокруг галактических звезд WR на картах Паломарского атласа; последующие поиски увеличили число звезд с кольцевыми туманностями втрое. Наиболее полный обзор галактических звезд WR с кольцевыми туманностями принадлежит Хек- каторну и др. (1982) и Чу и др. (1983) .(см. также табл. 20). Туманности нового класса интенсивно исследовались все эти годы; новая волна прокатилась в последнее время, когда выяснилось, что образование оболочек, возможно, является закономерным процессом эволюции массивных тесных двойных систем и происходит в стадии гелиевой звезды с компактным релятивистским спутником. Туманность NGC 6888. Наиболее известный и хорошо изученный объект этого типа - кольцевая туманность NGC 6888 вокруг звезды HD 192163 спектрального класса WN6. Эта близкая и относительно яркая туманность с четко выраженной оболочечной структурой и тонковолокнистой морфологией показана на рис. 70. Оптический спектр туманности характеризуется сильными линиями [Nil] и [SI1], относительные интенсивности I\\JI[ nii] меняются от волокна к волокну в пределах от 0,5 до 2,2, среднее значение - 1,5 (Паркер, 1964, 1978; Есипов, Лозинская, 1968). Характерная плотность газа в ярких волокнах составляет около 400-500 см"3. Вариации интенсивностей, в частности линии [ОШ|, обусловлены изменением потока ионизующей радиации с расстоянием от центральной звезды. Содержание азота в волокнах оболочки втрое выше нормального космического, содержание гелия также выше нормы (Паркер, 1978; Квиттер, 1981), что по всей вероятности связано с обогащением межзвездного газа веществом, выброшенным звездой Вольфа - Райе (см. ниже). Спектр радиоизлучения туманности - тепловой (Джонсон, Хогг, 1965; Лозинская, 1970). Наблюдения с высоким угловым разрешением выяви- *' См. сноску на с. 196. 14* 211 Рис. 70- Монохроматические и интерференционные фотографии туманности NGC6888, полученные автором с помощью электроннооптического преобразователя, а - фотография туманности в линии [ ОIII ] (60-сантиметровый рефлектор), б — яркая область туманности в линии N11 (6584 А), в - интерференционное кольцо линии Н <* в центре, г - интерференционное кольцо, N11 (6584 А) в центре; {б, в к г) получены с помощью 125-сантиметрового рефлектора) ли полную идентичность тонких деталей - волокон и конденсаций оптического и радиоизображений NGC 6888. Спектр радиоизлучения всей туманности и отдельных конденсаций соответствует а = 0,1. Масса туманности, определяемая по потоку радиоизлучения в предположении оптически тонкой оболочки, составляет 4-20 М@ по оценкам разных авторов (Джонсон, Хогг, 1965; Вендкер и др., 1975; Смит, Бачелор, 1970). Различия объясняются неопределенностью в оценке скважности, поэтому наиболее надежным следует считать значение 4,6 Ма, полученное с самым высоким угловым разрешением. Куртес (1960) получил интерферометрический снимок большой области в созвездии Лебедя, куда вошла и туманность NGC 6888; он от- 212 метил высокие скорости внутренних движений газа в интервале Ди = = 80 км • с"1. В 1967, 1975 и 1985 гг. мы провели большую серию интер- ферометрических наблюдений; получено более 100 монохроматических и интерференционных фотографий в линиях На, [Nil] и [ОШ], равномерно перекрывающих все поле туманности. Несколько снимков показано на рис. 70, на них видна оболочечная морфология туманности и отдельные яркие волокна и конденсации на фоне более слабого аморфного свечения межволоконной среды. Интегральная яркость туманности в линии На составляет (4—7) • 10~10 эрг -см"2 -с"1 по нашим оценками (5-6) • 10~10 эрг-см"2 -с"1 по данным Вендкера и др. (1975). Интерференционные наблюдения дали распределение • лучевых скоростей волокон по всему изображению туманности. Приняв в качестве пространственной модели вытянутый эллипсоид вращения, мы определили угол наклона большой оси эллипсоида к картинной плоскости 47 ± 10 и скорость расширения системы волокон от 55 км • с"1 вдоль малой оси до ПО км • с'1 вдоль большой оси (Лозинская, 1970). Эти результаты получили независимое подтверждение: Уайтетидр. (1979) иХаберидр. (1979) нашли скорость расширения оболочки 50—90 км -с"1 по смещению межзвездных линий поглощения в спектре объекта HD 192163. Средняя ширина линии в хорошо изолированных волокнах туманности соответствует Ди([Ш]) = 28 ± 3 км • с"1 и Ди(На) = 43 ± 2 км • с"1 (Лозинская, 1980в). Зная ширину линий излучения двух элементов с разной атомной массой и полагая, что из-за близкого потенциала ионизации области излучения На и [Nil] совпадают, находим температуру Те = 19000 ± 4000 К в среднем по туманности. Вендкер и др. (1975) дают Те = 16000 ± 6000 К, сравнивая яркость теплового радиоизлучения и излучения в линии На. Важно, что оба метода определяют температуру независимо от принятого химического состава волокон, поскольку потеря вещества звездой WR может существенно изменить относительное обилие тяжелых элементов в окрестности. Все приведенные выше результаты, а именно, спектр свечения, температура и скорость разлета, характеризуют систему ярких волокон и конденсаций. На снимках туманности с большой экспозицией нами в 1970 г. было обнаружено слабое свечение диффузной среды между волокнами в линиях На и [Nil]. Вендкер и др. (1975) показали, что и в радиодиапазоне наблюдается сходная картина: яркие конденсации погружены в диффузный газ. Анализ профилей линий На и [Nil] в ярких волокнах и в диффузной среде позволяет заключить следующее (Лозинская, 1980в). Диффузный газ, так же как волокна и конденсации, сосредоточен в оболочке, а не заполняет равномерно объем туманности: диффузная компонента обнаруживает уярчение к периферии, а не к центру NGC 6888. Контраст ярких волокон над диффузным фоном примерно вдвое выше в линии На, чем в линии [Nil] 6584 А. Дисперсия скорости излучающих атомов в диффузной среде значительно больше, чем в ярких волокнах и конденсациях. Газ между волокнами излучает слабую широкую линию п-образной. формы, полная ширина которой составляет AvHa = = 250 ± 50 км • с"1 и AU[ Ш1 j = 210 ± 60 км • с"1. Диффузный фон достаточно однороден и вряд ли является суммарным эффектом неразрешимых слабых волокон и конденсаций.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «КОЛЬЦЕВЫЕ ТУМАННОСТИ ВОКРУГ ЗВЕЗД ВОЛЬФА - РАЙЕ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
