Горячий гигант внутри облака газа вызывает его свечение только в соответствии с размером обусловленной им зоны Стремгрена (зоны полной ионизации водорода). Вне ее газ невидим, и, вероятно, большинство светлых туманностей окружено зонами невидимого нейтрального водорода. По аналогии с диффузными туманностями, видимыми в ближайших к нам спиральных галактиках поздних типов и в нашей Галактике, считают, что они располагаются вдоль спиральных ветвей. Поэтому локализацию спиральных ветвей нашей Галактики стараются установить прежде всего по расположению в ней горячих гигантов и диффузных туманностей. Но часто забывают, что эти данные не независимы, так как за расстояние до туманностей принимают расстояние до звезд, возбуждающих их свечение и иногда, может быть, неверно признанных за таковые. Другого способа определения расстояний до диффузных туманностей нет.
Расстояние до горячих звезд оценивается довольно приблизительно из сравнения принятой для них абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной. Абсолютные величины установлены еще не очень уверенно. Требуется также учесть влияние межзвездного поглощения света вблизи галактической плоскости и на большом протяжении. Этот учет еще неточен. Некоторое различие в пространственном распределении горячих гигантов и диффузных туманностей состоит в том, что иногда в местах большого скопления гигантов туманностей нет.
Массы диффузных туманностей определяют, анализируя «меру эмиссии». Так называют произведение n2еХl, где nе — электронная концентрация, а l — предполагаемая толщина туманности в парсеках. Следовательно, эта величина, пропорциональная поверхностной яркости, характеризует число атомов водорода на луче зрения в столбике сечением 1 см2 с длиной, равной толщине туманности.
Определив электронную температуру или приняв ее за 8000°, по мере эмиссии находят nе, подставляя принятое значение l. Можно обнаружить свечение с мерой эмиссии, равной всего лишь нескольким десяткам. Плотности диффузных туманностей обычно оказываются в пределах от десятка до сотни электронов (протонов) на 1 см3, а в центре туманности Ориона плотность доходит до 1000 и больше, но в общем плотности их ниже, чем в планетарных туманностях. В водородных полях плотность падает до nе=1.
Умножая массу протона на пе и на объем туманности (иногда условный), получаем массу последней. Первые такие определения были сделаны в лаборатории автора О. Д. Докучаевой для туманности Ориона и Д. П. Гук для туманности Омега. Получились массы 166 и 515 масс Солнца соответственно. Позднее Г. А. Шайн, В. Ф. Газе и другие нашли, что массы отдельных туманностей колеблются от 0,1 до сотен масс Солнца, а массы комплексов составляют тысячи масс Солнца. Наименьшие диффузные туманности близки по массе к планетарным. Что касается размеров, то они у диффузных туманностей колеблются от долей парсека до десятков парсек.
В газовых туманностях иногда наблюдается и непрерывный спектр той или иной интенсивности. Иногда он, несомненно, принадлежит пыли, особенно когда на фоне туманности видны темные прожилки, как в Трехраздельной туманности. В туманности Ориона много пыли; это видно из того, что погруженные в нее горячие звезды, как говорят, сильно покраснены. При такой плотности пыли на протяжении парсека она производила бы поглощение в 10 звездных величин!
В одних туманностях пыли больше, в других меньше, иногда одна часть туманности пылевая, другая газовая. Отсутствие следов газового спектра во многих пылевых туманностях не означает еще, что в них газа нет. Освещающие их звезды В1 и более поздних классов не могут вызвать нужную ионизацию и свечение газа, но все же его в пылевых туманностях мало, так как согласно расчетам даже при плотности ne=10–15 звезды В2-ВЗ вызвали бы заметное свечение газа. Но неясно обратное: почему нет чисто отражательных туманностей, освещенных звездами классов О и В0?
Во многих газовых туманностях, как показали наблюдения и расчеты Г. А. Шайна и С. Б. Пикельнера, непрерывный спектр обусловлен не пылью, а двухквантовыми переходами, как в планетарных туманностях, тогда как раньше этот спектр приписывали пыли. В ярких газовых туманностях, может быть, и есть пыль, но она светится отраженным светом так слабо, что ее непрерывный спектр не заметен на фоне яркого спектра, вызванного двухквантовыми переходами в газе.
Большие массы диффузных туманностей посылают весьма заметное тепловое радиоизлучение.
Много исследований посвящается сейчас газодинамическому исследованию судьбы диффузных туманностей. Тяготение может, конечно, удерживать от рассеяния большую массу холодного газа. Но в Галактике все находится в движении.
Недостаточное знание распределения плотностей и других условий в реальных туманностях, их разнообразие, различия в постановке и решении теоретической задачи не привели пока к однозначным выводам о том, рассеиваются ли диффузные туманности, либо в них происходит конденсация. Наблюдения также пока еще не могут ответить на этот вопрос. Согласно некоторым работам холодный газ может конденсироваться в звезды и в пылинки, если имеются ядра конденсации в виде сложных тяжелых молекул или иные. Горячий, ионизованный газ конденсироваться никак не может.
Зародыши пылинок, сталкиваясь друг с другом и с атомами холодного газа, могут в одних случаях сливаться и расти, в других случаях испаряться. Это влияет и на плотность окружающего газа. Получается очень сложная картина, в которой большое внимание привлекают вторжения темной материи в светлые области ионизованного газа. При этом свечение по периферии темной массы усилено, образуя светлый, резкий ободок вдоль ее края, всегда обращенного к звезде. Особенно узкие клинья темных вторжений получили за свой вид название «слоновые хоботы».
Плотность ионизованного газа в светлом ободке сильно повышена, а темная область содержит холодный газ, перемешанный с уплотненной пылью. Теоретическая трактовка описанного явления опирается на то, что когда горячая звезда облучает холодный газ, то ионизация в нем распространяется быстрее, чем волна давления нагреваемого газа. Светлый ободок получается, когда ионизационный фронт подходит к плотному облаку газа со стороны горячей звезды. Если на пути фронта встречается область очень большой плотности, она остается неионизованной, и фронт огибает эту флуктуацию. Это и приводит к включениям областей Н I в области Н II в виде «слоновых хоботов». Сжимание холодного газа в области «слонового хобота» давлением газа зоны Н II может привести к полной изоляции газового сгустка и дать начало возникновению глобулы. Сжатие глобул горячим газом и образование в них так называемой кумулятивной сходящейся ударной волны облегчают их гравитационную конденсацию.
Особый случай представляют собой волокнистые туманности округлых очертаний в целом, вроде Рыбачьей сети в созвездии Лебедя. Но они очень немногочисленны и, по-видимому, являются результатом вспышек сверхновых звезд. О них мы уже рассказывали. Но волокнистость часто проявляется в туманностях, вытянутых обычно вдоль Млечного Пути. Эта вытянутость не может объясняться действием
различия в скорости обращения туманностей около центра Галактики на разных от него расстояниях. По-видимому, вытянутость туманностей обусловлена характером магнитного поля Галактики, силовые линии которого лежат в ее плоскости и вдоль спиральных ветвей.
Г. А. Шайн нашел подтверждение этому предположению, сопоставляя направления вытянутостей туманностей с данными о поляризации света звезд. Магнитное поле допускает движение газа вдоль силовых линий и тормозит движение поперек них. При расширении туманности она и растекается вдоль линий поля, вдоль спиральной ветви. Сдерживающее действие магнитного поля, сгущение силовых линий в одних местах и их разрежение в других местах, по-видимому, и обусловливают волокнистую структуру больших туманностей, вытянутых вдоль Млечного Пути. Ионизованный проводящий газ удерживает в себе силовые линии поля и перемещается вместе с ними. При сильных хаотических движениях силовые линии вместе с потоками газа запутываются, напряжение поля усиливается, а вместе с ним уплотняются газовые потоки, что, вероятно, и создает волокнистую структуру в обширных газовых туманностях, как, например, в созвездии Лебедя.
Более внимательное изучение фотографий, на которых планетарные туманности видны лучше, показывает, что одни из них выглядят как равномерно светящиеся или как пятнистые диски, другие имеют вид колечка или колечка на фоне диска. Реже встречаются более сложные и даже загадочные формы, но, как правило, планетарная туманность симметрична и резко очерчена. Угловой диаметр самых гигантских планетарных туманностей составляет половину углового диаметра Луны, т. е. 1/4 градуса. Некоторые из них, более примечательные, получили забавные названия по сходству с чем-либо: Сова, Эскимо, Сатурн. Многие планетарные туманности так малы, что даже в наибольший телескоп неотличимы от звезды. Как же их тогда обнаруживают? Решает дело спектр.
Спектры подавляющего большинства звезд непрерывные, с темными линиями. Во всяком случае, они содержат обычные линии известных химических элементов. Спектры же газовых туманностей — это спектры разреженных газов; они содержат так называемые запрещенные линии, не наблюдаемые в земных лабораториях, и возникают лишь в крайне разреженных газах при условии, что газ облучают очень разреженные потоки света. Об этом мы уже говорили в разделе «История двух незнакомцев».
Среди запрещенных линий, наблюдаемых только в газовых туманностях, первыми были замечены самые яркие — две зеленые линии, которые были приписаны неизвестному газу, имеющемуся только в туманностях. От латинского слова «небула» (туманность) этот газ получил название небулий, а его линии называют небулярными. В планетарных туманностях зеленые линии небулия ярче, чем сине-зеленая линия бальмеровской серии водорода Нβ. Это их и выдает.