Определение поля Lα-излучения в туманности даёт возможность вычислить давление, обусловленное этим излучением. Впервые такое вычисление сделал В. А. Амбарцумян [6], указавший на большую роль давления Lα-излучения в динамике туманностей. Особенно велика сила светового давления на границах туманности, где наибольшего значения достигает поток излучения. При этом сила светового давления различна на границах неподвижной и расширяющейся туманностей. Если туманность неподвижна, то поток Lα-излучения на внутренней границе равен нулю и сила светового давления действует только на внешней границе, причём она направлена наружу. В расширяющейся же туманности поток излучения отличен от нуля не только на внешней, но и на внутренней границе. Поэтому в данном случае сила светового давления действует на обеих границах, причём на внешней границе она направлена от звезды, а на внутренней — к звезде. В обоих случаях диффундирующее в туманности Lα-излучение своим давлением приводит к увеличению толщины туманности.
Сила светового давления в линии Lα, действующая на единицу объёма за 1 с, равна
𝑓
𝑟
=
𝑛₁
𝑐
∫
𝑘
ν
𝐻
ν
𝑑ν
,
(27.76)
где 𝑛₁ — число атомов водорода в 1 см³, 𝑘ν — коэффициент поглощения, рассчитанный на один атом, 𝐻ν — поток излучения и 𝑐 — скорость света.
Будем сначала считать, что туманность неподвижна или расширяется без градиента скорости. При прямоугольном контуре коэффициента поглощения вместо формулы (27.76) имеем
𝑓
𝑟
=
𝑛₁𝑘₀𝐻
𝑐
,
(27.77)
где
𝐻
— полный поток излучения в линии
Lα.
Определение величины
Однако, как мы знаем, предположение о прямоугольном контуре коэффициента поглощения является весьма грубым. В действительности силу светового давления в линии Lα надо определять не по формуле (27.77), а по формуле (27.76). При этом предварительно должна быть решена задача о диффузии излучения в линии при реальном контуре коэффициента поглощения и при учёте перераспределения излучения по частотам. Как было выяснено ранее, в ходе диффузии излучения происходит переход квантов из центральных частей линии в её крылья. Поэтому при большой оптической толщине туманности в центре линии Lα поток излучения 𝐻ν оказывается большим в крыльях линии и малым в её центральных частях. Между тем коэффициент поглощения 𝑘ν велик в центральных частях линии и мал в её крыльях. Вследствие сказанного формула (27.76) даёт для силы светового давления на границе туманности гораздо меньшие значения, чем формула (27.77) (примерно в 100 раз при оптической толщине туманности в центре линии Lα порядка 10⁴).
В туманности, расширяющейся с градиентом скорости, сила светового давления в линии Lα будет также гораздо меньше значения, найденного по формуле (27.77) (см. [4]).
Чтобы уяснить смысл полученных результатов, надо иметь в виду, что планетарная туманность не может существовать долго. Вследствие расширения туманности плотность в ней уменьшается и туманность перестаёт быть видимой. Если туманность расширяется со скоростью 30 км/с, то за время порядка 10⁴ лет её радиус станет порядка 10¹⁸ см, а её плотность — порядка 10⁻²⁴ г/см³, т.е. примерно такой же, как и средняя плотность межзвёздной среды. За это же время, как следует из указанных подсчётов, световое давление в линии Lα может создать разность скоростей в туманности порядка 10 км/с. Хотя этот эффект и не очень велик, но при решении некоторых вопросов его надо принимать во внимание.
Приведённые результаты относятся к туманности, у которой нет зоны 𝙷 I. В таких туманностях большинство атомов водорода находится в ионизованном состоянии. Между тем световое давление в линии Lα испытывают лишь нейтральные атомы водорода. Поэтому ускорение элементарного объёма, вызываемое световым давлением, оказывается не очень большим. Точнее говоря, это ускорение 𝑤 определяется уравнением
(𝑛₁+𝑛⁺)
𝑚
𝙷
𝑤
=
𝑛₁
𝑐
∫
𝑘
ν
𝐻
ν
𝑑ν
,
(27.78)
а в зоне 𝙷 II выполняется неравенство 𝑛⁺≫𝑛₁.
В зоне 𝙷 I имеет место обратное соотношение, т.е. 𝑛₁≫𝑛⁺. Однако в этой зоне почти не возникают Lα-кванты, вследствие чего поток излучения 𝐻ν очень мал. Излучение же в линии Lα, идущее от зоны 𝙷 II, в своей основной части не поглощается в зоне 𝙷 I, а значит, и не производит светового давления. Объясняется это тем, что доплеровская ширина линии Δν𝐷 в зоне 𝙷 I очень мала вследствие малости температуры 𝑇𝑒. Поэтому световое давление в линии Lα в зоне 𝙷 I не может быть значительным.