6.1 Полное и селективное поглощение света
Еще в первой трети ХХ-го века существовало убеждение, что межзвёздное пространство, за исключением тех мест, где имеются темные облака, практически прозрачно для излучения. Однако постепенно накапливались факты, что в любом направлении Галактики имеется поглощающая или рассеивающая свет материя. Наличие избирательного - зависящего от частоты рассеиваемого света - покраснения звёзд позволяет обнаружить поглощение путём изучения показателей цвета звёзд. Избирательное (иначе - селективное) поглощение изменяет показатели цвета звёзд в любой фотометрической системе, и вызывает рассогласование наблюдаемого показателя цвета и нормального (истинного) показателя, соответствующего наблюдаемому спектральному классу звезды. Различие между наблюдаемым и истинным показателем цвета называется избытком цвета и обычно обозначается буквой <Е> перед обозначением показателя цвета, например:
Иногда для избытка цвета используется старое обозначение CE от английского
color excess. Метод изучения селективного поглощения состоит в выявлении избытков цвета и в изучении их изменений с расстоянием от Солнца. Селективность поглощения проявляется при сравнении излучения от звезды на двух длинах волн (точнее - интервалах длин волн, вследствие неравенства нулю ширины полос пропускания любой фотометрической системы). Поглощение света на данной длине волны (середины спектрального интервала) называют полным поглощением света для излучения с длиной волны λ. Так, в выражении:
величина
AV(r) -
полное поглощение света в полосе V системы UBV на расстоянии r от наблюдателя.
Возьмем две звезды в точности одного спектрального класса и класса светимости и измерим зависимость потока излучения от длины волны у каждой из звёзд. Определим для таких двух звёзд разности монохроматических звёздных величин
Δm(λ), соответствующих различным длинам волн. Приближенная теория рассеяния света на мелких сферических частицах говорит, что разность
Δm должна быть пропорциональна
λ-1, и в координатах
Δm и
λ-1 должна появиться прямая линия. Наблюдения действительно дают зависимость, близкую к прямой линии, для оптического интервала длин волн. Таким образом, можно считать приблизительно выполняющимся линейный закон для поглощения на единицу расстояния до звезды:
В этом случае, например, для полосы V получаем:
а для двух полос (селективного поглощения) имеем:
где первая скобка есть наблюденный показатель цвета, включающий межзвёздное покраснение, а вторая - нормальный показатель цвета. Разделим выражение (6-4) на (6-5), получая в результате выражение
отношения полного поглощения к селективному:
и используя значения центральных длин волн полос B и V из табл.2-1, получаем R = 4.0. Аналогично можно оценить величину R для любых значений длин волн, т.е. для любых полос любых фотометрических систем.
Величина отношения полного поглощения к селективному R является одной из важнейших величин в звёздной астрономии, так как позволяет по определяемому из наблюдений избытку цвета получить полное поглощение света и, таким образом, исправить видимые звёздные величины или видимые модули расстояний за влияние межзвёздного покраснения. Полученное выше значение R является приблизительным, поскольку, во-первых, линейность связи между и даже для оптического интервала длин волн выполняется неточно и, во-вторых, полосы фотометрических систем нельзя считать монохроматическими. Для более точного определения отношения полного поглощения к селективному для данной длины волны используется кривая экстинкции - точная зависимость поглощения света от длины волны. Чтобы полностью характеризовать зависимость поглощения от длины волны, определяется точная зависимость по результатам наблюдений в широком интервале длин волн. Первым по спектрофотометрическим измерениям пар звёзд (только для оптического интервала длин волн) эту кривую построил Трюмплер в 1930 году.
На рис. 6-1 показана эта кривая по современным данным, взятая из работы Фитцджеральда, причем это средняя кривая, построенная по наблюдениям многих звёзд. По оси ординат отложены отношения избытков цвета . Как мы видели выше, избытки цвета прямо связаны с поглощением света, при этом отношения избытков широко используются для вычисления поглощения в разных полосах спектра. Из рисунка видно, что в оптической области спектра зависимость поглощения от обратной длины волны действительно близка к линейной. Самое важное - поглощение света невелико в инфракрасной области спектра, но увеличивается при переходе от красной в синюю и ультрафиолетовую область. Именно поэтому свет звезды <краснеет>, испытывая межзвёздное поглощение. Такая зависимость поглощения от длины волны приводит к тому, что наша Галактика наиболее прозрачна в ИК-лучах, что важно при исследованиях плоскости Галактики, к которой концентрируется поглощающая материя. В качестве наглядного примера можно привести область современного звёздообразования около звезды ρ Oph, в которой поглощение света составляет от 50m до 106m, однако в ИК-лучах удается провести фотометрию отдельных звёзд.
Практические определения отношения R = AV / E(B-V) для реального закона экстинкции с учетом ненулевой ширины полос реакции приводит к меньшему значению величины R, чем мы оценили выше. Более того, это значение получается несколько зависящим как от спектрального класса, так и от избытка цвета. Для практического использования можно взять среднее значение R = 3.2 или более точное, которое дает следующее выражение, полученное по данным, собранным в монографии Страйжиса "Многоцветная фотометрия звёзд":
Рис.6-2
К сожалению, приведенная на рис. 6-1 кривая применима не ко всему небу. В некоторых областях неба наблюдаются существенные отличия от <нормального> закона экстинкции. На рис. 6-2 показаны кривые экстинкции из работы Фитцджеральда, полученные по 80 звездам в разных направлениях для голубой и ультрафиолетовой областей спектра, где различия в законах экстинции наиболее велики. Величины R
V для отдельных областей неба, например для области туманности Ориона, имеют значения от 2 до 5. Однако сильные отклонения от среднего закона экстинкции встречаются только в ограниченных областях неба, так что обычно на практике используют один закон экстинкции для всех областей неба. И только в некоторых случаях, когда требуется высокая точность учета поглощения, например при исследовании областей современного звёздообразования, величину отношения полного поглощения к селективному определяют специально для данной области.
