Книга -

Но это было еще не все. В 1926 г. калифорнийский физик Боуэп разрешил, наконец, загадку «небулия», этого фантастического элемента, привлеченного для объяснения появления неизвестных линий в спектре туманностей, которые не встречались в земных спектрах. Яркую зеленую линию небулия открыл Xer- гинс. Оказалось, что линии пебулия — это так называемые «запрещенные линии», излучаемые атомами однажды и дважды ионизованного кислорода и азота. В планетарных туманностях из-за разреженности и слабости излучения отсутствовали обычные атомные переходы, но могли осуществляться «запрещенные» переходы. Боуэн указал, что кванты света наименьших длин волн (наиболее многочисленные при самых высоких температурах) вносят в излучение звезды большую энергию, чем это необходимо для ионизации водорода. Избыток энергии идет на ионизацию атомов кислорода и азота.

Чем выше температура центральной звезды, тем сильнее должны быть небулярные линии по отношению к линиям водорода. Уже Райт классифицировал туманности по относительной интенсивности более или менее возбужденпых липий спектра. Теперь оказалось, что в действительности это была естественная последовательность температур. Обе известные большие неправильные туманности в Орионе и в Корабле светились под действием пеболыпой группы О-звезд. В Орионе это была известная «трапеция» пли четверная звезда O² в «мече», имевшая «скромную» температуру не более 30000°. Обе туманности давали мало возбун«денные спектры со слабыми небулярными линиями. Наряду с этим было обнаружено несколько планетарных туманностей с температурой (невидимой центральной звезды) выше 100000°.

Вернемся теперь к другому концу шкалы температур, к 3000° и красной М-звезде, такой, как Бетельгейзе. Типичные полосы в спектрах этих звезд были открыты уже Секки. А. Фаулер в 1907 г. нашел, что они создавались окисью титана, доминировавшей в более холодных подгруппах. Поскольку основная часть излучения при этих низких температурах лежала в инфракрасном участке спектра, лишь крайняя ее коротковолновая часть оказывалась видимой как красный свет. Долгопериодические переменные звезды, такие как Мира Кита, имели одинаково низкую температуру (в минимуме еще более низкую, чем в максимуме), но это было трудно определить из-за сильного поглощения. Для темно-красной N-звезды принимали главным образом температуру в 2000°. По измерениям теплового излучения при помощи радиометра Петтит и Никольсон на Маунт Вилсон нашли в 1928 г. для Миры и некоторых однотипных звезд в максимуме значения температуры около 2400°—2000°. В минимуме они составляли от 1300° до 1400°. Звезды такой низкой температуры визуально почти совсем не были видны, хотя инфракрасное излучение и содержало еще большое количество энергии. Следовательно, здесь ощущался переход в область действительно «темных» звезд, с температурами около 1000° и ниже. Поскольку предполагалось, что и массы их также должны быть меньшими (меньше 0,1 солнечной массы), то можно было ожидать перехода к действительно темным звездам. Имеют ли они также и малые массы, мы пока не знаем.