Ни одна из частей астрономии не развивается в настоящее время так быстро, как часть, трактующая о туманностях и об особенностях их строения, распределения и движения. Это развитие касается всех классов туманностей: неправильные, планетарные и спиральные туманности одинаково ревностно исследуются астрономами, особенно астрономами американских обсерваторий, которые, вследствие своего роскошного оборудования, наиболее подходят для этой цели. Опубликованный в 1918 году XIII-ый том "Publications of the Lick Observatory" является в этом отношении данью своему времени, так как целиком посвящен изучению туманностей. Хотя значительная часть содержащегося в нем материала появлялась уже раньше в различных астрономических журналах, однако теперь весь этот материал собран со всеми подробностями в одном богато иллюстрированном томе, который таким образом должен много содействовать своим содержанием развитию наших знаний о туманностях. Весь том разделяется на шесть частей, из которых каждая представляет вполне самостоятельное исследование, заслуживающее того, чтобы быть рассмотренным в отдельности.
Часть I. Г. Кöртис (Н. D. Curtis.) — "Описание 762 туманностей и звездных скоплений, сфотографированных при помощи рефлектора Кросслея". В этой работе астроном Кöртис (ныне директор Allegheny Observatory Питтсбургского Университета) дает подробное описание всех туманностей и звездных скоплений, сфотографированных на Ликовской обсерватории при помощи рефлектора Кросслея за время с 1898 года по 1-е февраля 1918 года. Из общего числа 762 описанных объектов 613 являются спиральными туманностями, 66 — неправильными туманностями, 36 — шаровидными звездными скоплениями, 24 — разбросанными скоплениями, 78 — планетарными туманностями, 8 — темными туманностями и 47 — объектами, не подходящими ни под одну из указанных категорий. В репродукциях оригинальных фотографий приведены примеры объектов всех этих типов. Фотографирование туманностей было начато на Ликовской обсерватории еще при покойном директоре ее Килере и наиболее интересным результатом этого фотографирования явилась возможность оценить число спиральных туманностей. Действительно, на полученных фотографиях было найдено множество маленьких не занесенных в каталоги туманностей, большинство которых оказалось спиральной формы. Число этих туманностей, доступных рефлектору Кросслея, Килер оценил в 120.000. Перрайн, который продолжал выполнение начатой Килером программы, увеличил эту опенку до 500.000. Другие наблюдатели давали иные оценки. Кöртис из тщательного изучения вышеупомянутых фотографий туманностей и звездных скоплений, покрывающих участки неба, имеющие довольно произвольное распределение, приходит к выводу, что число спиральных туманностей, доступных рефлектору Кросслея, должно составлять 700.000 или даже 1.000.000. Небезынтересно кроме того следующее заключение Кöртиса, выведенное им из изучения тех же самых фотографий: в то время, как число спиральных туманностей с улучшением наблюдательных средств непрерывно растет, число шаровидных звездных скоплений остается почти неизменным. Таким образом, высказанное несколько лет тому назад предположение, что все входящие в состав нашей звездной Вселенной шаровидные скопления, повидимому, уже исчерпаны, находит себе достаточно удовлетворительное подтверждение в указанном заключении Кöртиса.
Часть II. Г. Кöртис. — "Изучение темной материи в спиральных туманностях". Уже давно известно, что на фотографиях спиральных туманностей, обращенных к нам ребром, усматриваются, более или менее резко, темные полосы, простирающиеся вдоль больших осей спиралей и объясняемые присутствием во внешних частях этих туманностей масс темной или поглощающей свет материи. Для того, чтобы выяснить вопрос об общности этого явления, Кöртис исследовал фотографии 75 эллиптических и веретенообразных туманностей, полученные при помощи рефлектора Кросслея. Фотографии этих туманностей приложены в репродукциях к рассматриваемой работе Кöртиса, при этом, так как эти репродукции приведены в компактной форме, с одной и той же (горизонтальной) ориентировкой больших осей туманностей, то одного взгляда на них достаточно, чтобы составить себе представление об общем характере явления. Если принять во внимание пропорцию спиралей, которые могут быть, считая случайное распределение их в пространстве, обращены к нам ребром, то тот факт, что 38 из этих объектов имеют резко выраженные темные полосы, служит Кöртису указанием на общность, а не случайность этого явления. Правда, имеется несколько больших веретенообразных туманностей, которые на фотографиях, полученных с помощью рефлектора Кросслея, не показывают следов темной полосы, однако не следует забывать того обстоятельства, что тонкие темные полосы в этих туманностях могут остаться незаметными, вследствие зернистости строения фотографических пластинок.
Рассмотрение таких спиралей, главная плоскость которых наклонена приблизительно под прямым углом к линии зрения, показывает неправильное и ассиметричное распределение в них темных пятен относительно их больших осей и далеко не одинаковую форму и яркость их ветвей. Таким образом можно было бы ожидать ассиметричности относительно больших осей и в таких спиралях, которые обращены к нам ребром. Однако в этих последних туманностях ассиметричность усматривается всегда только относительно малых осей и только в очень редких случаях относительно больших, что заставляет предполагать, что причиной упомянутых темных полос в спиралях должно явиться скорее действительное скопление темных облачных масс во внешних частях туманностей, чем простая неправильность в распределении темных и быть может на самом деле лишенных материи участков туманностей. Если считать спиральные туманности самостоятельными звездными вселенными, во всем подобными нашей галактической системе, то и для этой последней придется допустить существование вблизи ее периферии, т. е. плоскости Млечного Пути, масс темной материи. Между тем фотография и звездные подсчеты давно уже показали присутствие в нашей звездной системе масс непрозрачной материи, увеличивающихся в числе во мере приближения к Млечному Пути. Уменьшение числа звезд вблизи некоторых неправильных туманностей (например. Ориоиовой или туманности Америка), темные щели и пятна в самих таких туманностях, "угольные мешки" и пустоты в Млечном Пути, темные туманности Барнарда, стационарные облака кальция, объясняющие присутствие резких и характеризующихся постоянной радиальной скоростью линий кальция Н и К в спектре некоторых звезд класса В, — все это служит указанием на тот факт, что облачные массы темной материи являются существенной принадлежностью нашей звездной системы и с одинаковым правом могут считаться принадлежностью и других звездных систем.
Часть III. Г. Кöртис. — "Планетарные туманности". Кöртис разделяет все туманности на следующие три класса: туманности спиральные, планетарные и неправильные. Не подлежит никакому сомнению, что спиральные туманности составляют особый класс, отличный от остальных: в этом убеждает нас характер их спектров, строения, распределения и движения. Что же касается планетарных и неправильных туманностей, то различие между ними не так очевидно; правда, по виду они иногда резко отличаются друг от друга, но зато в характере их спектров много общего.
Число планетарных туманностей очень мало и, по мнению Кöртиса, не превышает 150 на всем небе. К такому заключению Кöртис приходит на основании своего исследования спектров 79 малых туманностей: в числе их оказалась только одна туманность, имеющая спектр планетарных туманностей, спектры же остальных были неправильны. То же самое подтверждается и данными Дрэперова каталога: в то время, как общее число классифицированных спектров благодаря этому каталогу возросло с 9.000 до 200.000, число планетарных спектров увеличилось только на один нумер. Заслуживает интереса то обстоятельство, что по крайней мере четыре класса небесных объектов, повидимому, уже полностью исчерпаны нами в нашей звездной системе, это — шаровидные звездные скопления, планетарные туманности, неправильные туманности и звезды Вольфа-Райе.
Распределение планетарных туманностей на небесном своде обнаруживает довольно ясно выраженную концентрации их вблизи плоскости Млечного Пути; особенно это заметно относительно небольших планетарных туманностей, которые следует считать находящимися от нас на очень больших расстояниях. Кöртисом были сфотографированы все планетарные туманности, расположенные к северу от 34-го градуса южного склонения и доступные для рефлектора Кросслея. Число этих туманностей составляет 78. Иллюстрации, приложенные к рассматриваемой работе, представляют частью репродукции оригинальных фотографий, частью же репродукции рисунков; эти последние делались в том случае, когда размеры туманностей были настолько малы, что даже 10-ти кратное увеличение было недостаточно для получения вполне ясных изображений, или когда на фотографиях туманностей с экспозициями различной продолжительности усматривались различные детали, что не позволяло ограничиваться воспроизведением одной только какой-нибудь фотографии.
Что касается истинной формы планетарных туманностей, то Кöртис приходит к заключению, что сфероидальные или эллипсоидальные оболочки туманной материи были бы недостаточны для того, чтобы объяснить все те многочисленные кольцеобразные формы, при которых заключенная внутри кольца туманная материя кажется во много раз менее яркой, чем само кольцо. Таким образом, вопрос об истинной форме планетарных туманностей остается для Кöртиса открытым. Даже в тех случаях, когда планетарные туманности связаны с наличием внутри них центральной звезды, они являются для него исключительным явлением во Вселенной, не могущим быть объясненным никаким известным ходом звездной эволюции.
Часть IV. В. Кэмпбелл и Мур (W. Campbell and Moore.) — "Спектроскопические скорости туманностей с яркими линиями в спектре". В 1890 году были впервые определены из визуальных наблюдений скорости большой туманности в созвездии Ориона и 13 планетарных туманностей, при чем оказалось, что первая находится почти в полном покое относительно нашей звездной системы, а последние обладают необычайно высокими скоростями, достигающими иногда 65 клм, в сек. Однако, с тех пор в течение 20 слишком лет в этом направлении не делалось никаких новых шагов. И только в 1913 г. Кэмпбелл и Мур возобновили оставленное с 1890 г. исследование радиальных скоростей туманностей и получили весьма важные и интересные результаты. Подробное описание своих наблюдений и результатов они и дают в рассматриваемой IV части — самой обширной во всем томе.
Необходимые для исследования инструменты были выбраны весьма тщательно и осмотрительно. Частью благодаря этому обстоятельству, частью же благодаря опытности наблюдателей, точность, достигнутая в наблюдениях, оказалась очень большой. На это указывает малость вероятных ошибок: при наблюдении ярких туманностей эта ошибка составляла в среднем только 0,5 клм. и только при наблюдении слабых объектов, когда приходилось пользоваться экспозициями от 10 до 20 часов, а также при наблюдениях в отделении Ликовской обсерватории в Сант-Яго в Чили, с менее хорошими инструментами, она была несколько больше.
Измерения, произведенные на Ликовской обсерватории и в Чили, касались радиальных скоростей 125 газовых туманностей. Особенно подробно была обследована большая туманность в созвездии Ориона. Относительно нее было найдено, что в то время, как общая радиальная скорость ее относительно звезд почти равна нулю, относительные движения в различных ее частях довольно резко выражены и достигают иногда скорости 10 клм. в сек. Эта результаты находятся в полном согласии с результатами французских исследователей Фабри, Бюиссона и Бурже, которые еще в 1914 году ясно доказали при помощи интерференционного метода существование в туманности Ориона относительных движений, доходящих по скорости до 10 клм. в сек. и изменяющихся иногда довольно резко от одной точки к другой. Более близкое изучение этих относительных движений показало, что говорить о вращении туманности Ориона, как одного целого, не приходится. Точно такие же результаты были получены и относительно некоторых других неправильных туманностей. Что же касается туманностей планетарной и эллиптической формы, то исследование их спектрограмм обнаружило некоторые признаки существования в них общего вращения около их малых осей. Скорости вращения этих планетарных туманностей в тех случаях, когда можно было сделать известные предположении о расстоянии туманностей, позволили кроме того судить о массах этих объектов. Оказалось, что такие планетарные туманности, вообще говоря, в несколько раз массивнее нашего Солнца, хотя слабые и вероятно менее значительные по размерам планетарные туманности обладают, повидимому, меньшей массой, чем наша солнечная система.
Исключив влияние собственного движения нашей солнечной системы в пространстве, исследователи нашли среднюю радиальную скорость 36 планетарных туманностей равной 28 клм. в сек., а скорость 65 других планетарных туманностей равной 31 клм. в сек. Эти скорости приблизительно в 5 раз превышают скорости звезд класса В, что имеет весьма важное значение для теорий о звездной эволюции. Средняя радиальная скорость 5 неправильных туманностей оказалась равной 11 клм. в сек. Из измерения спектрограмм 17 туманностей в Большом Магеллановом Облаке, полученных в Чилийском Отделении Ликовской обсерватории, радиальная скорость Облака, направленная на собственное движение Солнца, оказалась равной +261 клм. в сек. Из измерения же спектрограмм одной туманности в малом Магеллановом Облаке, скорость этого последнего получилась равной +157 клм. в сек. Эти результаты свидетельствуют о том, что оба Магеллановы Облака являются быть может системами вполне независимыми от нашей. Наконец, исследователи приводят результаты изучения собственного движения Солица в пространстве, произведенного на основании полученных радиальных скоростей планетарных туманностей. Однако нужно заметить, что эти результаты сильно разнятся между собою в зависимости от того, как группируются положенные в основу их определения радиальные скорости туманностей.
Часть V. Р. Вильсон (R. Wilson). — "Радиальная скорость Большого Магелланова Облака". В этой части тома помешены подробности вышеупомянутого определения радиальной скорости Большого Магелланова Облака, выполненного в Чилийском отделении Ликовской обсерватории астрономом Вильсоном. Хотя, очевидно, что средняя радиальная скорость 17 входящих в состав Облака туманностей может представлять радиальную скорость Облака, как целого, однако, чтобы вполне строго доказать это, Вильсон предпринял измерение скоростей звезд класса О, наблюдаемых в Облаке или в непосредственном соседстве с ним. К сожалению, вследствие незначительной яркости этих звезд, получить сколько-нибудь определенные результаты не удалось. Полученные скорости наиболее ярких звезд в Облаке могут быть весьма близко объяснены собственным движением нашего Солнца в пространстве; следовательно, считать эти звезды членами Облака не приходится. Вильсон получил кроме того некоторые, хотя и очень слабые, указания на возможность вращения Облака, как одного целого, около оси, направление которой приблизительно перпендикулярно к линии зрения. Что же касается природы Большого Магелланова Облака, то Вильсон высказывает предположение, что это Облако может оказаться ничем иным, как обыкновенной спиральной туманностью, только находящейся от нас на гораздо меньшем расстоянии, чем остальные спирали.
Часть VI. В. Райт (W. Wright). — "Длины волн небулярных линий и общие наблюдения спектров газовых туманностей". Начало определения длин волн ярких линий в туманностях было положено Райтом еще в 1901 г., но, так как его первоначальные определения были недостаточно точны, то в настоящем своем исследовании он задался целью увеличить точность определения длин волн небулярных линий. Эта цель им и была достигнута. Он измерил длины волн спектральных линий для 50 туманностей и кроме того определил для тех же 50 туманностей относительную интенсивность их спектральных линий, при чем для выражения этой последней употреблял две шкалы: одну, соответствующую наблюдениям, произведенным при помощи стеклянной призмы, а другую — наблюдениям, произведенным при помощи кварцевой призмы.
Помимо точного определения длнн волн и интенсивности небулярных линий Райт произвел еще ряд интересных исследований по вопросу о существовании связи между планетарными туманностями и звездами Вольфа-Райе (звезды класса O). Уже раньше некоторыми астрономами высказывалось предположение, что ядра планетарных туманностей определенным образом связаны со звездами Вольфа-Райе. Райт с несомненностью констатировал, что из 30 исследованных им планетарных туманностей почти половина имеет спектры, аналогичные спектрам звезд Вольфа-Райе. Новые звезды равным образом имеют спектры, близко подходящие к спектрам звезд Вольфа-Райе. Таким образом, может считаться, достаточно точно установленной тесная связь между планетарными туманностями, звездами Вольфа-Райе и новыми звездами. Что же касается вопроса о том месте, которое занимают в общем ходе звездной эволюции эти три класса небесных объектов, то он остается еще, по мнению Райта, открытым. Хотя уже в 1901 году была обнаружена связь звезд Вольфа-Райе (точнее звезд классов Od и Оe) со звездами класса В, однако говорить о том, что эволюция звезд начинается с планетарных туманностей и затем проходит последовательно через все спектральные классы от О и В до М, было бы преждевременно. Уже одно большое различие в величинах радиальной скорости планетарных туманностей и звезд класса В говорит не в пользу такой эволюционной связи между этими объектами и заставляет считать явление планетарных туманностей и звезд Вольфа-Райе скорее исключением, чем общим правилом в развитии миров.
Изучение спектров планетарных туманностей привело кроме того Райта к некоторым другим выводам. Так, например, оказалось, что характеристической особенностью спектра ядер туманностей является его значительная протяженность в ультра-фиолетовой части, что свидетельствует об очень высокой температуре этих ядер. Затем было подмечено, что в то время, как некоторые радиации излучаются всеми частями туманностей, независимо от их местоположения, излучение других локализуется в строго определенных местах — ядрах туманностей. Наконец, Райт обнаружил, что спектр большой туманности Ориона имеет сходство со спектрами некоторых планетарных туманностей, вследствие чего можно считать туманность Ориона и планетарные туманности не очень сильно разнящимися друг от друга по своему физическому состоянию.
К. А. Боборицкий.