Проблема изучения межзвездной материи — одна из важнейших проблем современной астрофизики и звездной астрономии. Она тесно связана с проблемой строения Галактики и с динамикой звездной системы. Есть много оснований считать, что изучение межзвездной материи может дать ключ к раскрытию,загадки образования и эволюции звезд. Между тем, о природе этой материи известно пока еще сравнительно мало. Межзвездная материя наблюдается в виде диффузных (размытых) туманностей, светлых и темных. Темные туманности видны на фоне лежащих за ними звезд как темные пятна, так как они поглощают звездный свет. Их влияние должно быть весьма тщательно учтено при изучении строения нашей звездной системы. Необходим тщательный учет поглощения света ими и в тех местах, где темная материя не обнаруживается в виде темных пятен, но вызывает общее ослабление света. Методы звездной статистики дают возможность определить протяженность облаков поглощающей материи и полное поглощение ими света. Эти данные, в сочетании с изучением изменения поглощения света темной материей в зависимости от длины волны, служат источником ценных сведений о размерах поглощающих и рассеивающих свет частиц, о их числе, а также о массе темной материи. Наряду с пылевой составляющей, в темной материи существует и газовая. Она обнаруживается благодаря присутствию в спектрах звёзд тонких линий поглощения, которые не показывают смещения вследствие движения звезды и, очевидно, принадлежат межзвездному газу. Возможности изучения природы тёмной материи перечисленными выше методами довольно ограничены. Заключения о природе пылевых частиц, их размерах и массе могут быть сделаны лишь при условии принятия более или менее вероятных исходных предположений; в спектре поглощения межзвездного газа могут быть обнаружены только наиболее сильные линии, для которых нижним уровнем является нормальное состояние атома, и т. д. Более широкие возможности открываются при изучении светлых диффузных туманностей. Светлые туманности могут иметь или непрерывный спектр, или спектр, состоящий из ряда эмиссионных линий, или, наконец, непрерывный спектр с наложением на него эмиссионных линий. Это значит, что материя светлых туманностей, как и темная материя, может состоять из пыли или из газа, или же из того и другого вместе. Хотя есть много оснований думать, что материя светлых и темных туманностей по своей природе тождественна, все же еще рано считать это окончательно установленным. Во всяком случае, изучение светлых туманностей может дать много ценного для понимания природы межзвездной материи вообще. Для понимания структуры и динамики межзвездной материи и ее физического состояния было бы чрезвычайно важно изучить распределение в туманностях того или иного химического элемента в определенном состоянии ионизации и возбуждения Выполнить эту работу методами обычной спектроскопии нелегко. В самом деле, спектрограмма, полеченная со щелевым спектрографом, характеризует лишь точку или вернее очень малый участок туманности. Спектрограмма же, полученная с небулярным спектрографом, даст опредненные сведения о некотором участке туманности. Весьма много могут дать для этой цели монохроматические снимки туманностей, сделанные через светофильтр, прозрачный лишь для очень узкой области спектра, т е выделяющий излучение только в одной какой-либо спектральной линии. Такие снимки позволяли бы прямо судить о пространственном распределении в туманности излучения данного типа, а следовательно и о пространственном распределении вызывающих его атомов. Этот метод и положил в основу своей работы в Крымской астрофизической обсерватории в Симеизе. При помощи двух весьма светосильных зеркальных фотокамер (отверстие 450 мм, светосила 1-14) они фотографировали области неба, в которых имеются диффузные туманности, через два светофильтра, имеющие, в комбинации с примененными фотопластинками, очень узкие области пропускания. Первый из них прозрачен для области спектра, середина которой примерно совпадает с красной водородной линией, второй — для такой же узкой области вблизи этой линии, то вне ее со стороны коротких волн. При фотографировании с первым светофильтром должны получаться очень яркими туманности, свечение которых обязано, в первую очередь, излучению водорода, а звёздный фон и свечение неба на этих снимках будут ослаблены. Следовательно контраст туманности и фона резко возрастет, что даст возможность выделить слабые размытые туманности, которые не получаются на обыкновенных снимках На снимках со вторым светофильтром контраст туманности и фона будет определяться интенсивностью непрерывного излучения туманности. По общепринятым ныне представлениям, свечение туманностей вызывается светом близлежащих горячих звезд двумя путями. 1) возбуждением газа туманности ультрафиолетовыми квантами света (путем ионизации атомов газа и последующей рекомбинации, сопровождающейся каскадными переходами, которые переводят возбуждающее ультрафиолетовое излучение в видимую область спектра) и 2) рассеянием света пылевыми частицами туманности. Очевидно, что первый фактор вызывает появление линейчатого эмиссионного спектра у туманности, а второй — непрерывного спектра Фотографирование неба через два описанные выше светофильтра даст, таким образом, в первую очередь возможность отделить туманности чисто газовые от туманностей пылевых и газопылевых. Действительно, уже первые снимки показали, что многие туманности, хорошо видимые в излучении водорода, совершенно исчезают на снимках, сделанных вне водородной линии. Туманность, хорошо видимая на снимке в излучении водорода, совершенно не видна на втором снимке, полученном в соседнем участке сплошного спектра, хотя яркости звезд на обоих снимках примерно одинаковы. Это указывает на чисто газовую природу данной туманности, рассеяние света ее пылевой составляющей оказывается исчезающе малым, если оно вообще есть. Вместе с тем, многие другие туманности видны на снимках как в линии водорода, так и вне ее. Это указывает на их пылевую природу, или, во всяком случае, на присутствие в них значительного количества пылевых частиц. На снимках, полученных в Симеизе, было обнаружено значительное число новых, неизвестных ранее туманностей. Удалось найти также обширные водородные поля, слабо светящиеся и занимающие значительные участки неба. Полученный материал дает основание предполагать, что для разных областей неба характерны различные типы туманностей в одних областях резко преобладают газовые туманности, в других — газово-пылевые, в третьих — размытые водородные поля. Монохроматические фотографии туманностей уже позволили сделать много очень интересных и важных заключений. На этих снимках имеется значительно больше тонких структурных деталей, чем на фотографиях тех же туманностей в интегральном свете. Некоторые туманности вполне ясно показывают волокнистую структуру, особенно у границ туманности Волокна эти, часто довольно отчетливо ориентированные все примерно в одном и том же направлении, наводят на мысль, что мы наблюдаем здесь деформацию, вызванную движением облака с трением или торможением в сопротивляющейся среде, либо же деформацию, вызванную столкновением одного движущегося облака с другим. Статистические подсчеты, основанные на размерах туманностей и их скоростях, дают основание предполагать, что подобные столкновения должны происходить не слишком редко (в астрономических масштабах времени) Далее, маленькие шарообразные тёмные образования, «глобулы», обнаруженные ранее в некоторых светлых диффузных туманностях, на монохроматических снимках выступают значительно более отчетливо. Как упоминалось выше, свечение туманностей возникает в результате освещения их близлежащими яркими звездами. Весьма интересно выяснить, является ли связь туманностей с освещающими их звездами генетической или случайной, т. е. составляют ли туманность и звезда органическое целое или же звезда в настоящее время случайно находится в туманности или около нее, а затем туманность и звезда разойдутся и туманность «погаснет». Некоторое указание на природу связи туманностей и звезд может дать их относительное расположение. Если связь их генетическая, тогда вероятно звезда будет расположена в центре туманности или вблизи него, в противном случае равно вероятно любое положение звезды в туманности. Оказалось, что в огромном большинстве случаев такие звезды, принадлежащие к спектральным классам О и В (наиболее горячие звезды), расположены в центральных частях туманностей. Это говорит в пользу их генетической связи с туманностями, вопреки господствовавшему мнению о чисто случайной связи звезд и туманностей и о полной тождественности светлой и тёмной межзвёздной материи. Более детальный анализ связи звёзд и туманностей привел к еще одному интересному выводу оказалось, что с самыми горячими звездами, относящимися к спектральным классам О и В0, связаны исключительно туманности, показывающие только свечение водорода. Со звездами же подклассов В2, В3 и т д, лишь немного более холодными, связаны туманности газово-пылевые и пылевые. Объяснить этот факт не так просто. Можно понять, почему слаб эмиссионный спектр у туманностей, освещаемых звездами В2, В3 и т д ультрафиолетовое излучение, вызывающее ионизацию водорода, очень быстро падает с понижением температуры звезды; оно может быть уже недостаточно сильным у этих звезд для того, чтобы вызвать сильную ионизацию водорода, которая привела бы к большой интенсивности возникающих при рекомбинации эмиссионных линий. Это и объясняет преобладание около таких звёзд туманностей, имеющих непрерывное излучение, вызываемое рассеянием света пылевыми частицами. Труднее объяснить второй факт — отсутствие непрерывного излучения у туманностей, связанных со звездами подклассов О и В0. У этих звёзд сильно не только ультрафиолетовое, но и видимое излучение, и если в туманности содержатся пылевые частицы, то непрерывное излучение должно быть значительным. Но его нет. Поэтому приходится сделать вывод о том, что туманности, связанные со звездами О и В0, имеют чисто газовую природу и что пылевые частицы в них отсутствуют. Почему же это происходит? Прежде всего приходит в голову мысль о световом давлении, особенно сильном у таких ярких и горячих звезд. Оно, казалось бы, может вытолкнуть из туманности пылевые частицы и сделать ее чисто газовой. Но при более детальном исследовании приходится отказаться от этого простого объяснения расчеты показывают, что при наличии смеси пылевых частиц и газа световое давление будет действовать на все облако как на одно целое, отталкивая вместе и пыль и газ, но не выделяя пыль из газа. Возможно и другое объяснение, эволюционного характера Есть много оснований считать звезды О и ВО наиболее молодыми звездами. Если звезда и туманность связаны общим происхождением, тогда должна быть «молодой» и туманность. Газовая туманность с течением времени должна испытывать процесс конденсации из молекул газа могут образоваться твердые частицы путем процесса в некоторой степени подобного процессу образования частиц дыма. По мере эволюции звезды, переходящей, с понижением температуры, из спектральных классов О и В0 в подклассы В2, В3 и т. д., будет эволюционировать и туманность, в которой будет увеличиваться число пылинок. Ряд фактов дает основание предполагать, что такая эволюция должна быть быстрой по сравнению с возрастом звёзд (109 лет) и протекать в промежутки времени порядка 106 лет. Весьма интересны наблюдения дирфузвых туманностей не только в свете красной водородной линии, но и в других линиях водорода, а также в «запрещенных» линиях однажды и дважды ионизованного кислорода Сравнение таких снимков даст возмжность сопоставить физические условия в различных частях туманности и в разных туманностях, а также выяснить концентрацию и пространственное распределение разных химических элементов и многое другое.