Млечният път е добре видимата на безлунното нощно небе, белезникава, слабо светеща ивица с размити неправилни форми и граници, в която огромното количество слаби звезди са почти неразличими. Минава почти по-голям кръг на небесната сфера през съзвездията:

Единрог, Малко куче, Орион, Близнаци, Бик, Касиопея, Андромеда, Цафей, Гущер, Лебед, Лисичка, Лира, Стрела, Орел, Щит, Змиеносец, Южна корона, Скорпион, Прав ъгъл, Вълк, Кормило, Пергел, Муха, Южен триъгълник, Кораб, Корабни платна, като най-ярък е съзвездията Стрелец, Южен кръст и Кентавър, а най-слаб - Персей, Жераф, Колар. Видимата ширина на ивицата на Млечният път в различните негови части не е еднаква. Изменя се от 5 до 30 градуса.

Колкото по-малка разсеяна светлина има в земната атмосфера, толкова по-ярко наклона на земното небе се откроява ивицата на Млечния път.

В големите градове яркостта на нощното небе толкова голяма, че често той не се вижда.

Произхода на названието на Млечния път е свързан с Гръцкия мит за струята мляко, пръснала на небето от гърдата на богинята Хера, когато кърмела младенеца Херкулест. От тук е получила своето име и Галактикта, тъй като на гръцки Галаксиас е Млечен или още Млечен път.

При наблюдения даже със слаби телескопи се вижда, че Млечният път представлява натрупване на множество слаби звезди.

Това откритие е било направено за първи път от италианският учен Галилео Галилей през 1609 - 1619 г.

Системното изучаване на Млечният път започва от английския учен Хершел в края на 18 век. Извършвайки преброявания на звездите в различни посоки, той стига до извода, че слънцето се намира вътре в сплесната звездна система.

Всички звезди на Млечния път достигащи до 150 млрд. са само част от гигантската звездна система - Галактиката. Една от тях е нашето Слънце. Основната маса звезди в Галактиката е концентрирана във формата на леща, а останалите звезди я обкръжават във формата на сферичен облак. Слънцето се намира не далеч от Галактичната равнина. То стои от центъра на Галактиката на 1/3 от диаметъра . Затова в направление в нейния диаметър ние виждаме повече звезди, отколкото в перпендикулярно направление.

Всички звезди както близки така и далечни в диаметрално направление се проектират на небесната сфера в ивица минаваща почти по големия кръг. Тази ивица ние наблюдаваме като Млечен път. Като средната линия на Млечния път е наклонена към равнината на небесния екватор на 62 градуса.

В млечния път сравнително ярките области с много звезди се редуват с тъмни области, в които почти не се виждат звезди. Тази структура на Млечния път се обяснява с това, че освен звезди в него има много натрупвания на газове и прах - облаци и маглавини, които поглъщат светлината на звездите намиращи се зад тях. Тези мъглявини се наричат тъмни. Ако пък газовопраховите натрупвания са разположени близо до ярки достатъчно горещи звезди, под действието на звездното излъчване те светят. Тези мъглявини се наричат светли.

МЪГЛЯВИНИТЕ

След като присъствахме на фантасмагоричните спектакли на двойните звезди и на катастрофите на новите и свръхновите, сега нашето пътешествие продължава по-нататък в търсене на новите хоризонти за познанието и нови простори за въображението. Следващата цел е съзвездието Орион, едно от най-древните и красивите, по цялото небе. Дори и обикновен телескоп е достатъчен, за да ни предложи удивителна гледка в зоната, в която ще спрем - една ярка мъглявина, известна на астрономите под названието М42*.

Вече срещнахме една мъглявина, Раковидната - останки от избухнала свръхнова. Тази обаче е неизмеримо по-голяма, по-ярка и със съвсем различна структура, което показва, че принадлежи към категория обекти, напълно различаващи се от мъглявината Рак. Най-блестящата част се намира в околностите на звездата от Орион, която наблюдавана с достатъчно мощни телескопи, се разделя на две групи бяло-сини звезди, по-многобройната от които образува една шесторна звезда, чиито основни компоненти са разположени във формата на трапец. Най-слабите зони на мъглявината са видими само с помощта на инструменти с голяма светлосила или върху снимки, получени с продължителни експозиции. През телескопи с големи размери, зоната разполага с незабравима гледка: около групата искрящи като брилянти звезди се простират зеленикави светли воали с различен интензитет, редуващи се с тъмни зони, които придават форма и обем на цялото. Възхитеният наблюдател почти затаява дъх сякаш от страх, че онези тънки воали могат да се разбъркат и разнесат всеки момент, но мъглявината остава все същата с течение на годините - неизменна дори в своето разсейване. Тогава се появява желанието да узнаем нещо повече: какво представлява, от какво е съставена, дали има или не други обекти, които приличат на нея.

Мъглявината в Орион е огромна маса газ, много отдалечена от нас и толкова обширна, че дори на светлината при скорост 300 000 км/s са необходими 30 години, за да я прекоси от край до край. Спектралният анализ показва, че газът е съставен от същите елементи, които изобилствуват на Земята или на звездите, т.е. водород, хелий, въглерод, азот, кислород и т.н. Има и по-тежки елементи, като калий, калций, сяра, желязо, които обаче поради особените физични условия в мъглявината са в йонизирано състояние и затова се проявяват в спектъра само чрез тъй наречените “забранени” линии. Освен Орион са известни още стотици други мъглявини, в голямата си част по-далечни или по-малко биещи на очи, но всички в една или друга степен със същия състав. Газовете в тях не светят от само себе си, а поради непосредствената близост на една или повече звезди, които или ги осветяват директно, или ги възбуждат, предизвиквайки ефекти на флуоресценция, аналогични на онези в нашите осветителни тръби.

Двата случая се различават лесно. Когато една мъглявина се осветява от звезда, нейната светлина има цвета на осветяваща звезда и спектрите на мъглявината и на звездата са еднакви. Когато светлината се излъчва чрез флуоресценция, излъчват се само определени линии. Ако се излъчва предимно линията “На” на водорода, мъглявината изглежда червена. А ако от различни области се излъчва светлина, съответствуваща на различни спектрални линии, отделните области на мъглявината ще се виждат различно оцветени. Пример за първия случай са сините мъглявини, които обвиват сините звезди на плеядите, за третия случай -- мъглявината Орион, докато мнозинството от останалите мъглявини се оказват от втория вид, т.е. червени.

Тези различия между отделните видове мъглявини се дължат преди всичко на разнообразието от звезди, които ги правят видими. Действително, когато в близост има звезда с висока температура, способна да възбуди мъглявината, последната се оказва от типа на светещите. Ако обаче звездата е с ниска температура и светлината, която излъчва, е с малка енергия, тя само ще осветява мъглявината, която ще се наблюдава като отражателна. Естествено отражение ще има и когато мъглявината е съставена не само от газ, но и от прах. Подобен състав е нещо много обичайно и дори типично за всички дифузни мъглявини, като тази на Орион (при други мъглявини обаче прахът липсва, например в останките от новите и свръхновите). Тогава естествено е да се запитаме какво става, когато газовете и прахът на една мъглявина не се осветяват от никаква звезда. Отговорът е прост - в такъв случай се виждат като тъмни зони на фона на звездното небе или на фона на други мъглявини.

Един чудесен пример ни предлага така наречената Конска глава - тъмна мъглявина пак в съзвездието Орион, малко на север от зоната, в която се спряхме. Естествено степента на непрозрачност на една тъмна мъглявина зависи от нейната дълбочина.

За светещите мъглявини плътността беше определена по отношение на интензитетите на някои показателни линии, наблюдавани в техните спектри. Тя винаги се оказваше крайно ниска. В най-плътните райони на мъглявината Орион няма повече от 15 000 атома в куб.см. Това е невъобразимо ниска стойност, ако помислим за броя на молекулите, съдържащи се в един куб.см. в нашата атмосфера (27 милиарда). Все пак тази плътност е чувствително по-висока от плътността на междузвездното пространство, в което на куб.см. се пада едва един атом. От установената за плътността стойност и като се приеме за атомно тегло средното атомно тегло на елементите, които образуват мъглявината, включени процентно, се получава, че един куб.км. от нея тежи не повече от три стотни от милиграма и че обем, равен на обема на нашата планета съдържа маса не по-голяма от 3 тона. Ако се държи сметка и за наличното тъмно вещество и преди всичко за огромния обем на мъглявината, се получава, че нейната обща маса трябва да превишава стотици пъти тази на Слънцето. Това означава, че ако, тази маса от газове и прах се концентрира в по-малки агломерати, биха могли да се образуват стотици звезди.

Мъглявината М42 е само най-очебийната част от чудесата на Орион и в известна смисъл само от правна точка към все по-удивителни открития. Заснета в инфрачервена светлина, мъглявината се оказа с много по-слаб интензитет и е възможно да се забележат в нея многобройни звезди, повечето слаби, концентрирани предимно около звездата .

Системните снимки на тези звезди сравнени помежду им през дълги интервали от време, показаха, че в голямата си част са променливи. Въпреки това техният блясък не се мени периодично като този на цефеидите или на затъмнително-двойните. Измененията се проявяват по крайно неравномерен начин - периоди, през които блясъкът им е почти постоянен, се редуват с периоди на голяма нестабилност, в които звездата практически за едно денонощие преминава през целия диапазон от изменения, и периоди на полуустойчивост със слаби флуктуации. Интервалът на изменение е обикновено от една звездна величина, само при някои звезди той достига или надхвърля две звездни величини. Причината за сега е неизвестна.

Но това не е всичко. Постоялият контрол на района позволи да бъдат открити освен тези загадъчни променливи и още други по-объркващи и не по-малко тайнствени звезди.

1. И така газовите мъглявини, както е по-добре да ги наричаме, за да не се получават недоразумения, се състоят от разреден газ; по формата различават неправилни, или дифузни и планетарни, газови мъглявини. Последните имат форма на кръгъл или малко продълговат пръстен в центъра със звездичка, наречена ядро. Нарекли са ги планетарни много отдавна и съвсем неудачно, доколкото те по своята природа нямат никакво отношение към планетите.

Като виждате, причини от исторически характер са довели до образуването за един страничен човек на много ”мъгла” в терминологията, свързана с мъглявините.

За да се опитаме да проясним малко картината, ще кажем, че мъглявините се състоят предимно от водород, който е в йонизирано състояние. Обширните области от горещ, йонизиран водород е прието да се наричат области Н II (Н е химическият символ на водорода), а пък областите от нейонизиран, хладен и невидим водород - области Н I.

МЪГЛЯВИННИЯТ ГАЗ

Спектралните лини показват, че газовите мъглявини се състоят от водород, хелии, азот, кислород, въглерод и някои други химически елементи. Най-светли в спектъра са обаче две зелени линии, които преди повече от половин век били приписвани на неизвестен газ, понеже нито един химически елемент в лабораторията не показвал тези линии при каквито и да било условия. Както неизвестния газ на Слънцето бе наречен “слънчев” или “хелий”, така и неизвестният газ на мъглявините бил наречен “мъглявинен”, или “небулий” (от латинското “небула” - меглявина).

Минавали години, но тайната на небулия не се разкривала. Само успехите не теорията за спектрите и атомната теория позволиха да се разпознае непознатия.

Подобно на корония при Слънцето, “мъглявинният газ” е преоблечен в замаскираща го непозната дреха от зелени линии в спектъра и под тях се скрил. Много отдавна било известно, че небулият е замаскиран наш познат, понеже за него нямало място в периодич1ната система на елементите на Д. И. Менделеев.

Маската на небулия бе смъкната през 1927 г. от Боуен, който изчисли дължините на вълните на почти всички линии в спектъра, които при всевъзможни условия дават химически елементи, открити в мъглявините. Зелените линии се оказаха “забранени” линии на двойно йонизиран кислород. Двойно йонизираният кислород в мъглявините излъчва както своите “разрешени”, така и “неразрешените” си линии и даже последните са по-интензивни от първите. В разказа за разобличаването на слънчевия “короний” бе обяснено какво е това забранени линии и защо те не се наблюдават в лабораторни условия. За да ги излъчва един газ, той трябва да бъде изключително разреден, а и енергията, падаща върху него, също трябва да бъде извънредно много разредено, т.е. газът трябва да се намира достатъчно далеч от звездата, та да се осветява много слабо. В лабораторни условия и досега не е станало възможно уверено да се предизвика светенето на зелените линии на два пъти йонизирания кислород, тъй като на Земята ние все още не сме в състояние да му предоставим необходимите за това условия. И най-добрите наши помпи далеч не са в състояние да създадат такова разреждане на газовете, каквото имаме при газовите мъглявини. А пък този газ, който от земна гледна точка е значително е по-разреден от това, което наричаме “вакуум”, създаден под стъкления венец на помпата, силно свети. Ние го наблюдаваме на разстояние от хиляди светлинни години, а ако говорим за газовите мъглявини, забелязвани в други галактики - даже на разстояние от милиони светлинни години. В лаборатории досега не са наблюдавани и многобройните други линии от спектъра на мъглявините, които не са така интензивни като зелените и също се приписват на същия небулий. Те се оказват забранени линии също на кислород, на еднократно йонизиран или пък неутрален, а също така забранени линии на други известни химически елементи.

Газовите обвивки, изхвърляни от новите звезди, дават спектър, приличащ много на спектър на газова мъглявина. Понякога в спектъра на новата звезда всички ярки, а не рядко и всички въобще линии са забранени.

Понастоящем всички линии от спектрите на газовите мъглявини са отъждествени. Известни са повече от сто. По тези линии качествено се узнава съставът на мъглявините. Той се характеризира предимно с леките елементи, но, както и в случая със звездните атмосфери, в мъглявините могат да съществуват и някои елементи, чиито линии не се наблюдават в спектъра. Причина за това може да бъде както слабият интензитет на тези линии, така и това, че те попадат в област, недостъпна за изследване при земни условия - ултравиолетовата (която се поглъща от земната атмосфера) или инфрачервената (в която силно поглъщане имат водните пари на въздуха).

Значително по-трудно е да се определи количествения химически състав на мъглявините, т.е. съотношението на количествата на различните елементи в тях. При еднакви други физически условия колкото по-интензивни са линиите на съответни йони, толкова повече са тези йони, понеже всеки квант светлина в спектралната линия се предизвиква от излъчването на един йон. Трудностите идват обаче от големите различия във физическите условия, обуславящи излъчването на дадена линия, и от това, че много йони не дават линии в наблюдаемата част на спектъра. Пълното число атоми от даден елемент е равно на сумата от всички негови неутрални атоми и всички негови йони в различна степен на йонизация.

В рамките на точността на пресмятанията може да се смята, че няма съществени различия между количествения химически състав на звездите и мъглявините. Особено интересно би било да се сравни химическия състав на ядрата на мъглявините и техните обвивки, понеже едва ли може да има съмнения, че веществото на обвивката (като се има предвид фактът, че тя се разширява) някога и по някакъв начин се е отделяло от звездата. Това е толкова по-интересно, като се има предвид, че сред ядрата със спектър от типа на Волф-Райе едни съдържат въглерод без азот, а други - и въглерод и азот, а в един случай даже азотът силно преобладава. За съжаление едно такова сравнение на химическия състав е трудно, например и поради това, че линиите от спектъра на мъглявината се наслагват върху линиите от спектъра на ядрото, които и без това са малко, и да се отделят едните от другите линии е много трудно. Известно е, че в слънчевите протуберанси има аномално високо съдържание на йонизиран калций в сравнение с неговото съдържание в хромосферата, от където протуберансите биват изхвърляни. Протуберансите освен това биват водородни и метални. Различия от такъв род са възможни и в планетарните мъглявини.

Светене и природа на газовите мъглявини

Емисионният спектър на газовите мъглявини и това, че те са по-ярки от съседните звезди, които могат да бъдат подозирани като причина за тяхното светене, отхвърлят възможността те да светят с отразена светлина. Обаче доказаната от спектъра разреденост на газа не позволява той да бъде нагорещен и изцяло самосветещ. Американците Хъбл, Боуен и Мензел, холандецът Занстра и съветския астроном В. А. Амбарцумян установиха основните черти на светенето и природата на газовите мъглявини.

Газовите мъглявини до известна степен светят подобно на кометите или на газовете в рекламните тръби. Тяхното светене е принудено.

Принудата идва от звездите: при планетарните мъглявини - намиращите се в техния център, а при дифузните - намиращите се някъде в тях или пък в съседство. Но една такава звезда трябва непременно да бъде много гореща. Така е и в действителност - звездите, предизвикващи светенето на газовите мъглявини, имат спектрален клас О или ВО и не по-късен, т.е. тяхната температура е 25-30 хиляди градуса. При такива високи температури максимумът на енергията в спектъра лежи в невидимата за очите ултравиолетова област. Мъглявината поглъща невидимите мощни потоци от ултравиолетови лъчи, а след това нейните атоми излъчват погълната енергия в областта на видимите лъчи, например излъчват зелените линии, за които говорихме. Един квант енергия във видимата област е по-малко енергетичен от квант ултравиолетови лъчи. Ето защо поради закона за запазване на енергията, за да излъчи същото количество енергия, което е погълнала, мъглявината трябва да излъчи по-голямо количество кванти от онези, които е погълнала. Впечатлението за интензивност на светенето, което получава окото, зависи от броя на квантите, падащи върху него за една секунда. Ето защо газовите мъглявини светят по-интензивно във видимите лъчи в сравнение със звездата, предизвикала тяхното светене. Енергията на излъчените от мъглявината от видими лъчи е равна на енергията на погълнатите от нея ултравиолетови лъчи.

Под действие на високата температура на звездата газовете на мъглявината се силно йонизират. Например в тях се наблюдава четирикратно йонизиран кислород. Водородът свети, когато йоните му улавят прелитащи край него свободни електрони. Забранените линии на кислорода се излъчват, след като атомите или йоните на кислорода се възбудят за сметка на енергията на сблъскване с бавно движещи се свободни електрони. За да се получи зелената линия на “небулия” кислородния йон трябва да остане в възбудено състояние, колкото се полага, а именно не по-малко от няколко минути. През това време той не бива да изпита сблъскване нито с квант светлина, нито с някакъв друг атом, нито с електрон. За да бъдат така редки сблъскванията нужно е броят на частиците в единица обем (т.е. плътността на газа) да бъде много малък. Изследванията показват, че плътността на газовите мъглявини е 10^-10 - 10^-22 г/куб.см. При такава плътност от едно до друго сблъскване на атома минават цели часове. Благодарение на отдалечеността на звездата нейните светлинни кванти също така летят далеч един от друг и рядко се сблъскат с йоните. Следователно атомите имат всички необходими условия, за да излъчват забранени линии.

Както вече казахме, масата на колосалния обем от газ, който образува една планетарна мъглявина, благодарение на неговата изключителна разреденост е всичко на всичко само една стотна от масата на Слънцето. Масите на големите дифузни мъглявини могат да бъдат стотици пъти по-големи от това. О. Д. Докучаева, като се основава на теорията на В. А. Амбарцумян, оцени, че например масата на мъглявината в Орион е равна на 500 слънчеви маси.

Много често дифузните газови мъглявини са смесени с прахообразни мъглявини, които светят с отразена светлина, или даже с тъмни прахообразни мъглявини. Дали тук-там не става сгъстяване, кондензиране на газ в метеоритен прах? На такава мисъл навеждат и някои други съображения.

Някои планетарни мъглявини наред с емисионните линии излъчват и слаб непрекъснат спектър. Изглежда твърде невероятно при голямата прозрачност на газовете в мъглявината в нея да има и забележимо количество прах, който да отразява светлината на ядрото. Тази загадка през 1950 г. бе разрешена от естонския физик А. Я. Кипер.

И преди това бе известно, че в някои атоми могат да стават забранени преходи, като излъчват не един, а на веднъж два кванта, като сумата от енергията на тези два кванта е равна на разликата между енергията на двете съответни нива в атома. Вероятността за един такъв двуквантов преход е малка, но тя съществува. Времето на живот на едно от поднивата на второто състояние на водорода е 0,12 сек. Преминаването от него в основно състояние дава двуквантово излъчване, но при различни случаи сумата от енергиите се разпределя не еднакво между двата кванта. Така при наличието от множество атоми по този начин се излъчват всевъзможни кванти с различни честоти. В резултат на това се получава излъчване в непрекъснатия спектър. В по-малка степен това непрекъснато излъчване се получава и от хелия - неутрален и йонизиран. Интензитетът на светенето на получавания по този начин непрекъснат спектър е пропорционален на населеността на второто ниво на водорода, а последната е пропорционална на броя на рекомбинациите на протоните, следователно на интензивността на водородните линии. Тази теория и количествено се съгласува с наблюденията, особено ако се вземат под внимание някои тънкости на процеса, както и това, че при рекомбинацията си водородните атоми излъчват също слаб непрекъснат спектър. Такъв се образува и при преминаване на електрони в близост до йон, който обаче не успява да ги улови, а само смущава тяхното движение. По такъв начин загадката на непрекъснатия спектър на газовите мъглявини също така бе решена от теорията.

Дифузни газови мъглявини

Дифузните газови мъглявини обикновено са твърде разкъсани. Концентрират се силно към галактичния екватор. Те имат най-различни размери и са без определена форма. Най-известни от тях са мъглявината Орион, Лагуната, Омега, Тройната, Пеликан, Северна Америка. Съществуват обаче по-ясно очертани обекти с увеличение на яркостта като Розетката. В средата се намира разсеян звезден куп, състоящ се от горещи звезди от клас О и В. Съществуват също немного на брой влакнести мъглявини. Най-известната от тях е NGC 6960 и 6992, или, както още я наричат, Рибарска мрежа в Лебед. Предполагат, че тя е остатък от свръхнова звезда.

Снимки, направени с червен светлофилтър, на който не му печи светенето на нощното небе, дават възможност в лъчите на червената водородна линия да се видят много слаби мъглявини. Много от тях бяха открити от Г. А. Шайн с неговите сътрудници в Кримската обсерватория. Той, а освен това В. Г. Фесенков с Д. А. Рожковски издадоха прекрасни атласи от фотографии на такива обекти, показващи много подробности, в които може да се видят явни признаци на турбулентни движения. Тези движения в мъглявината Орион се проявяват също в различията на радиалната скорост от място на място.

Намират, че броят на дифузните газови мъглявини е около 300.

Планетарни мъглявини

Внимателно изучаване на снимки с добри образи на планетарни мъглявини показва, че един от тях изглежда като равномерно светещи или пък петнисти дискове, други имат вид на пръстен или пръстен на фона на диск. Рядко се срещат и по-сложни и дори странни форми, но като правило една планетарна мъглявина е симетрична и с резки очертания. Ъгловият диаметър на най-големите планетарни мъглявини е половина от ъгловия диаметър на Луната, т.е. от градуса. Някои от по-особените планетарни мъглявини са получели в зависимост от сходството си с нещо забавни имена: Сова, Ескимо, Сатурн. Много от тях са така малки, че и в най-големия телескоп са неотличими от звездата. Как тогава те биват откривани? Въпросът решава спектъра.

Спектърът на значително мнозинство от звездите е непрекъснат с тъмни линии. Най-малкото той съдържа обикновени линии на известни химически елементи. А спектрите на газовите мъглявини са спектри на разредени газове; те съдържат така наречените забранени линии, които не се наблюдават в земните лаборатории, и възникват само в изключително разреден газ при условие, че той се осветява от много разредени потоци светлина. За това ние вече говорихме.

Първи между забранените линии, наблюдавани само в газовите мъглявини, били забелязани най-светлите - две зелени линии, които били преписани на неизвестен газ, който се съдържа само в мъглявините. От латинската дума “небула” (мъглявина) този газ бил наречен небулий, а неговите линии се наричат небулярни. Зелените линии на небулия в планетарните мъглявини са по-интензивни от синьозелената линия от балмеровата серия на водорода Н₃ . тъкмо това ги издава.

До Втората световна война бяха открити всички около 150 планетарни мъглявини. Сега са известни повече от 700.

В каталога на Драйер се съдържат най-много галактики, които тогава още не умеели да разпознават. Да се търсят в него малкото отбелязани планетарни мъглявини, където при това няма необходимите и известни сега сведения, е крайно неудобно. Освен това в него няма множество мъглявини, открити по-късно. Ето защо авторът на тази книга от 1931 г. насам вече три пъти съставя каталози на планетарните мъглявини, в които се дават най-важните сведения за тях: положение на небето, размер, блясък, физически свойства и т.н. Последният от тези три каталога съдържа около 600 мъглявини и често в литературата съкратено се означава с VV. Някои от планетарните мъглявини имат и други означения, на които няма да се спираме.

Как ги откриват? Да се фотографира спектъра на всяка слаба звезда с обикновен спектрограф, за да се разбере дали това не е планетарна мъглявина, е безнадеждно продължителна работа. Известните по-рано планетни мъглявини имат блясък като звезди от 7-а до 13-14-а звездна величина. А звездите от 15-а звездна величина са вече около 15 милиона, а по-слабите са още повече.

За откриването на планетарни мъглявини често се използуват обективна призма. Това е призма с пречупващ ъгъл 3-7 градуса, която сега обикновено се слага пред отвора на светлосилен телескоп с диаметър 25-60 см. Той обхваща площ от небето от порядъка на 3 х 5 градуса и фотографира във вид на нишки спектрите на всички звезди, които при дадена експонация могат да се фотографират. Изведнъж се получават нишковидни спектри на стотици звезди, между които спектрите на планетарните мъглявини веднага се открояват, понеже те изглеждат като наниз от мъниста. Мънистата - това са монохроматични образи на планетарната мъглявина в лъчите на небулярните, водородни и други линии. От много слабите планетарни мъглявини се получава само един образ на най-светлата линия, която бива или главната зелена линия на небулия, или червената водородна линия. Значителен брой такива мъглявини бяха открити в Абастуманската обсерватория в Грузия.

Големите мъглявини с ниска повърхностна яркост се откриват с помощта на снимки, получени със светлосилен телескоп, като понякога се използува червен филтър, който отслабва пречещия на откриването на мъглявините фон на нощното небе.

Поради малкият мащаб на снимките, с които се правят тези открития, за повечето от намерените 700 планетарни мъглявини са известни, и то с не голяма точност, координатите определящи положението им върху небето, и в най-добрия случай още сумарния блясък. За техния диаметър, структура, линии в спектъра нищо не е известно и нашите сведения засега се опират на наблюденията върху 150-те най светли или големи обекти.

В центъра на една достатъчно голяма планетарна мъглявина обикновено се вижда слаба звездичка. По правило тя е по-слаба от сумарното светене на нейната мъглява обвивка. Като имаме предвид известната причина за светенето на планетарните мъглявини, може да се твърди, че всяка от тях трябва да има такава звездичка ядро. То може да не се вижда само поради малкия си блясък. Да се изучават ядрата е по-трудно, отколкото самите мъглявини, понеже те рядко биват по светли от 10-та звездна величина, често са 16-18 или изобщо са невидими.

Спектрите на ядрата биват три вида: от клас О с тъмни линии, тип Волф-Райе с ярки ивици и непрекъснати каквито и да е било линии. Последното може да се дължи както и на много високата температура, така и на много силния ефект на Щарк (разширяване на спектралните линии поради междуатомните електрични полета), ако атмосферата на ядрото е много тънка и силно уплътнена. Следователно, ако се съди по спектрите, ядрата биват толкова горещи, колкото най-горещите от известните звезди. Ядрата засега са изучени все още малко. По наполовина хипотетичното на автора на тези редове, установено на статистиката на разпределението на планетарните мъглявини в пространството, масата на ядрата средно е около две слънчеви маси. Това е значително по-малко от масата на обикновените звезди от клас О и дори от звездите тип Волф-Райе.

Интересни неща бяха открити в гигантската мъглявина NGC 7293, фотографирана с 5-метровия телескоп в червените лъчи на водорода. Вероятно това е най-близката до нас. Разстоянието до нея едва ли е повече от 100 парсека, т.е. 300 светлинни години. Заради това само в нея засега са открити редица много тънки нишки, влакна с радиално направление, насочени точно към ядрото. Тези влакна, изглежда, образуват външната по-светла половина на пръстена на мъглявината, но те се наблюдават и вътре в него на тъмния фон на вътрешността на пръстена близо до ядрото. Дебелината на съвсем правите нишки е около 1”, 5 , което е на границата на разделителната способност на телескопа, а дължината им е от порядъка на 1000 астрономически единици. Тези така тънки влакна обаче, като се има пред вид разстоянието до мъглявината, са грандиозни. Тяхната дебелина е два пъти по-голяма от диаметъра на орбитата на Плутон, а дължината им е около един светлинен месец. Природата и произходът на влакната са още съвсем неизвестни. Несъмнено е едно - те имат пряко отношение към формирането на обвивката и по някакъв начин са свързани с ядрото.

Изобщо казано, планетарните мъглявини имат прости очертания и резки краища. Обаче това не винаги е така. Например мъглявината NGC 2440 е с интересна хаотична структура. На периферията и се виждат много разнищени влакна. Увеличението на експонацията на снимката я превръща значително по-голяма по размери и по-правилна мъглявина, която по очертанията си напомня пеперуда. И най-после преекспонирания образ я рисува като почти правилна елипса със съвършено резки и ярки краища.

Мъглявината NGC 6720 в Лира много десетки години е била известна като пръстеновидна с резки граници. Снимки, които бяха получени през 1964 г., показват, че тя има втора, външна много слаба обвивка и трета обвивка с неравни очертания, която е още по-слаба. В резултат на това диаметъра на мъглявината нарасна 2 пъти.

Още преди някои планетарни мъглявини бяха открити слаби придатъци, които някои път са вид на слаби прави или елиптични влакна, а друг път влакната са спирални, както при NGC 650-1. При малка експозиция тя изглежда като неправилен четириъгълник, а при продължителна експозиция влакната от края изглеждат като “дръжки”, които специално са и направени. Йонизацията в придатъците и влакната е по-слаба, отколкото в основната маса на мъглявината. Те излъчват предимно в очите на водорода и на йонизирания кислород.

Трябва да се обърне внимание на ясно изразената влакнеста структура на редица дискообразни мъглявини. Влакната са къси. Те показват местни уплътнявания на газа. В междините между тях излъчването е слабо. Лъчението на ядрото между тези промеждутъци може да излиза в пространството, без да е било използувано за светенето на мъглявината. Това затруднява определянето на истинската средна плътност и на масата на мъглявините чрез използуването на определени методи. Когато в някаква част от мъглявината плътността е два пъти по-голяма, то изхождащото от там лъчение в забранени линии е по-силно два пъти, а пък в линиите на водорода - четири пъти. Смята се, че обвивката на мъглявината е запълнена с газ до 30-70%, но при различните мъглявини тази величина трябва да бъде различна.

Междузвездния газ

Газ, навсякъде газ! Събран в гигантски нагорещени кълба, той образува безброй звезди - в тях е съсредоточена голяма част от масата във Вселената. Разреден, хладен газ запълва огромни пространства от Вселената във вид на газови мъглявини, в които са завити десетки звезди. От газа са и атмосферите на планетите! И всичко това е безвъздушното пространство. Но дали наистина то е безвъздушно?

Нашите понятия за вакуум, за безвъздушно пространство са относителни. Казваме, че в една електрическа крушка “няма въздух”, той е изпомпан. В сравнение със стайния въздух там е вакуум. Но физиците с помощта на своите съвременни помпи могат да изпомпят въздуха от една стъклена тръбичка, че пространството в една електрическа крушка в сравнение с пространството в тръбичката ще гъмжи от молекули.

Газовите мъглявини със своята плътност от 10^-19 г/см3 са разположени в безвъздушно пространство. Но и то, както можем да видим, не е съвсем празно. В него също има газове. Наистина газове с нищожна плътност, но все пак газове, така че между всеки две звезди има някаква газова среда, колкото и да е разредена тя.

Какви са тези газове? Хартман изучавал спектрално-двойната звезда Делта от Орион. За да може възможно с най-голяма точност да опреди нейната радиална скорост, той измервал положението на всички тъмни линии, които се виждали в спектъра. Защото, ако звездата се движи като цяло по своята орбита около центъра на тежестта на системата, всички линии в нейния спектър трябва да се преместват еднакво, т.е. в границите на грешките на измерването на преместването на всяка линия трябва да отговаря една и съща скорост на приближаване или отдалечаване от нас. Ние вече знаем, че при такова периодично орбитално движение линиите в спектъра периодично изменят своето преместване. Всички линии в спектъра на Делта Орион “се държали”, както трябва, с изключение на линиите, кой знае защо, не участвували в общото периодично колебание в положението на линиите в спектъра, а упорито стояли все на едно и също място в него. Приближавала ли се звездата към нас или пък се отдалечавала - това не засягало линиите на калция.

Както казахме, упоритите линии принадлежали на атомите на калция и на Хартман не оставало нищо друго, освен да направи заключение, че калцият по никаква причина не участва в орбиталното движение на звездата. Щом линиите на калция са тъмни, абсорбционни, очевидното светлината от звездата преминава през него и се поглъща от него, но този елемент не се намира в атмосферата на звездата, която предизвиква появяването на останалите линии в спектъра. Атмосферата на звездата се движи заедно със звездата, а калцият не се движи с нея. Може би нашата звезда е потопена в обширен облак от разреден калций, в който и се движи, без да го увлича при движението със себе си?

Този вид линии на калция нарекли стационарни, т.е. неизменни, неподвижни. С течение на времето стационарни линии на калция били открити в спектрите на много други спектрално-двойни звезди, но всички се отнасяли само за случай, когато звездите са от ранния спектрален клас В.

Слайфер обаче намерил, че по-вероятно линиите на калция да се образуват не в калциеви облаци, в които е потопена звездата, в облаци от калций или не прекъсната маса от този газ, която е разположена по целия път на светлинните лъчи от звездата до нас. С други думи, калцият не е околозвезден, а междузвезден газ. Този възглед бил потвърден. И тогава вместо “стационарни линии” започнали да казват “междузвездни линии”.

Потвърждаването, изясняването стана така. Когато стана известно, че температурата на звездната атмосфера е, която определя вида на звездния спектър, стана възможно теоретично да се определят интензитетите на различни линии, създадени в атмосферата на една звезда с определен химически състав и определена температура. Така бе изяснено, че такива горещи звезди, като тези от спектрален клас В не съдържат в своята атмосфера атоми на йонизиран калций. За тях там е твърде горещо. Всичкият калций при тази температура е вече е двукратно йонизиран и значи линии на еднократно йонизиран калций не може да има в спектъра на една звезда от клас В. Следователно еднократно йонизиран калций, който предизвиква стационарните линии в спектрите на горещите звезди, трябва да се намира далеч от нея - там, където не е така горещо и той може да съществува.

По-късно бе открито, че тези линии ги има далеч не само в спектрите на спектрално двойните звезди - те съществуват и в спектрите на болшинството горещи единични звезди. Но там тези линии съвсем не могат да се наричат стационарни, понеже една единична звезда няма орбитално движение. Тя се движи с една постоянна скорост към нас, наблюдателите, така че всички линии в нейния спектър са преместени еднакво и на величина, която съответствува на тази постоянна скорост според принципа на Доплер. Оказа се обаче, че преместването на линиите на йонизирания калций в спектъра на тези горещи звезди съответствува на съвсем друга скорост, а не на скоростта, с която се движи звездата.

Ако йонизираният калций запълва цялото междузвездно пространство, то неговите преместени, винаги както виждаме, по особен начин линии трябва да се наблюдават в спектрите на звезди от какъвто и да е било тип. За съжаление по-хладните звезди съдържат сами в своята атмосфера йонизиран калций, а значи и неговите линии в спектъра си. Тези линии при това са широки и силни и маскират тънките слаби линии на междузвездния калций. Въпреки това в някои случаи все пак става възможно да се открият тези тънки “междузвездни” линии, наложени върху по-широките “звездни линии.