Астронет > Межзвёздное поглощение (света) [=ослабление, экстинкция]

Астронет: Н. В. Вощинников, "Физика Космоса", 1986 Межзвёздное поглощение (света) [=ослабление, экстинкция]
http://www.astronet.ru/db/msg/1188400

Межзвёздное поглощение (света) [=ослабление, экстинкция]

Рис. 1. Нормированные кривые межзвездного
поглощения: усреднённая кривая (сплошная);
кривая поглощения для звезды $\theta^1$ Ориона (штриховая);
кривая для звезды $\xi$ Змееносца (штрихпунктирная).
По оси ординат отложены величины $E_{\lambda-V}/E_{B-V}$ ,
по оси абсцисс - значения $\lambda^{-1}$ мкм^-1.

- суммарный эффект рассеяния и истинного поглощения света пылевыми частицами в межзвездной среде. Характерной особенностью М. п. света явл. его селективность (зависимость от длины волны $\lambda$). М. п. вызывает изменение распределения энергии в наблюдаемых спектрах далёких звёзд и др. объектов. Поскольку М. п. в синей части видимой области спектра больше, чем в красной, оно приводит к покраснению источников света.

Сравнивая показатели цвета покрасневшей и непокрасневшей звёзд одного и того же спектрального класса и светимости класса, находят т.н. избыток цвета звезды, обычно E_B-V (см. Астрофотометрия), представляющий собой разность поглощений, выраженных в звёздных величинах $A_B-A_V=1,086[\tau(B)-\tau(V)]$ , где $\tau(B), \tau(V)$ - оптические толщи для длин волн, соответствующих центрам фотометрич. полос В и V. Для перехода от избытка цвета к абс. значению поглощения служит множитель R=A_V/E_B-V. В среднем R= 3,1, однако в районах молодых ввёздных скоплений и в тёмных облаках R может возрастать до 5-6. Значение R может быть найдено экстраполяцией кривой М. п. к $\lambda^{-1}$ =0, методами переменной экстинкции, диаметров звёздных скоплений и др. способами.

Рис. 2. Кривые межзвездного поглощения
в видимой части спектра для звёзд, расположенных
в созвездиях Лебедя (точки), Персея (кружки)
и Кассиопеи (крестики). По оси ординат -
величина поглощения (произвольные единицы),
а по оси абсцисс - значение $\lambda^{-1}$ мкм^-1.

Для построения кривой межзвёздного поглощения обычно используют звёзды спектр. классов О и В из-за их большой светимости и малого количества деталей в спектре. Кривая межзвёздного поглощения исследована в области $\lambda$ = 0,11-20 мкм (рис. 1). В видимой части спектра ( $\lambda$ = 0,3-0,9 мкм) она приблизительно следует закону $\lambda^{-1}$ и несильно различается в разных областях неба (рис. 2). Около $\lambda^{-1}$ =2,3 мкм^-1 на кривой поглощения наблюдается излом, причину к-рого пока не удалось выявить. Спектрофотометрич. наблюдения обнаруживают па кривой М. п. ряд широких деталей и более 40 диффузных межзвёздных полос поглощения. Наиболее сильной из них явл. полоса около $$\lambda = 4430$ \AA$ , ширина к-рой может достигать 30-40 $\AA$ . Эквивалентная ширина (см. Спектральные линии) этой и нек-рых др. полос пропорциональна E_B-V. Происхождение диффузных межзвёздных полос поглощения окончательно не установлено. Возможно, они возникают при поглощении света молекулами, находящимися внутри или па поверхности межзвёздных пылинок. В ИК- и УФ-частях спектра различия кривых М. п. для отдельных звёзд, даже расположенных в одних и тех же участках неба, велики. Частично это объясняется меньшей точностью наблюдений в этих диапазонах по сравнению с видимым. Определение М. п. по данным ИК-наблюдений может быть сопряжено со значит. погрешностями, поскольку нек-рые звёзды явл. источником ИК-излучения, к-рое возникает в околозвёздных оболочках. Поэтому трудно гарантировать полную идентичность исследуемой звезды и звезды сравнения. В ИК-спектрах нескольких сильно покрасневших звёзд обнаружена межзвёздная полоса поглощения около $\lambda$ = 9,7 мкм, приписываемая силикатным пылинкам типа форстерита (Mg₂SiO₄) или энстатита (MgSiC₃). Эта полоса видна в поглощении в спектрах объектов, погружённых в молекулярные облака, и в эмиссии (в излучении) - в спектрах ряда звёзд, туманностей и ядер галактик. В УФ-части кривой М. п. около $\lambda^{-1}$ = 4,6 мкм^-1 выделяется широкий пик; положение его максимума близко для всех звёзд $$\lambda_{макс}=2175\pm 25 $\AA$ ), ширина $$\approx $480 \AA$ . При $\lambda^{-1}$ = 4,6 мкм^-1 поглощение резко уменьшается, достигает минимума, а затем снова увеличивается при $\lambda^{-1} \ge$ 6,5 мкм^-1.

Рис. З. Зависимость от $\lambda^{-1}$ (мкм^-1) поглощения
света (произвольные единицы) частицами
различных размеров и их вклад в кривую
межзвёздного поглощения: 1 - суммарная кривая;
2 - рассеивающие частицы с радиусами 0,10-0,15 мкм;
3 - поглощающие частицы с радиусами 0,01-0,02 мкм;
4 - рассеивающие частицы с радиусами 0,005-0,01 мкм.
Стрелками показано положение центров полос В и V.

Наблюдения М. п. интерпретируются на основе теории рассеяния света малыми частицами (рис. 3). М. п. в разных областях спектра находят, учитывая зависимость от $\lambda$ суммы эффективных сечений поглощения всех частиц в столбе единичного сечения вдоль луча зрения. В видимой и ИК-частях спектра М. п. в основном обусловлено рассеянием света диэлектрич. частицами со ср. радиусом 0,10-0,15 мкм. Теория формирования межзвёздной пыли предсказывает, что такие пылинки состоят из тугоплавкого (скорее всего силикатного) ядра и оболочки из замёрзших воды, аммиака, метана, в к-рую вкраплены атомы железа и др. металлов и их окислов. Альбедо частиц $\approx$ 0,7-0,8, а их форма может быть несферической (на это указывает существование межзвёздной поляризации света). Величина R пропорциональна размеру пылинок. Поэтому в тёмных облаках, в к-рых R велик (подобных облаку около $\rho$ Змееносца, где R= 4,3), размер пылевых частиц в 1,5-2 раза больше ср. размера пылинок, находящихся в обычных диффузных облаках. В УФ-части спектра эффективно поглощают и рассеивают излучение очень маленькие частицы. Считается, что пик около $\lambda^{-1}$ =4,6 мкм^-1 создают графитовые пылинки с радиусом 0,01-0,02 мкм и альбедо $\approx$ 0,3, а дальнейший подъём кривой М. п. света к $\lambda^{-1}$ =9 мкм^-1 вызывают силикатные частицы с радиусами 0,005-0,01 мкм и альбедо $\approx$ 0,6. Форма таких частиц, по-видимому, близка к сферической, а их число в ед. объёма примерно в тысячу раз превышает число пылинок, ответственных за М. п. в видимой части спектра. Величина М. п., рассчитанная на ед. пути, изменяется в широких пределах в зависимости от направления. В окрестностях Солнца в плоскости Галактики $A_V\approx 2^m$ кпк^-1, причём большую часть ( $\approx$ 80%) дают пылевые облака, число к-рых составляет 6-10 облаков на 1 кпк. Для создания такого поглощения требуется 10⁹-10¹⁰ пылевых частиц на луче зрения в столбе сечением 1 см². В нек-рых областях, т.н. угольных мешках, A_V может достигать десятков звёздных величин. A_V уменьшается с удалением от плоскости Галактики по закону косеканса, становясь пренебрежимо малым при |b| > 50 (b - галактич. широта). Установлена связь между A_V и числом атомов водорода (N_H) в столбе сечением 1 см² на луче зрения:
A_V (звёздных величин)= $5,2\cdot 10^{-22} N_Н$ . Это соотношение явл. численным выражением корреляции распределений газа и пыли в Галактике.

Помимо селективного М. п. света в межзвёздной среде, возможно, существует поглощение, не зависящее от $\lambda$ (нейтральное), вызываемое очень большими частицами или телами, однако оценить его довольно трудно.

В рентг. области спектра излучение в основном поглощается межзвёздным газом, а межзвёздная пыль, рассеивая рентг. лучи на малые углы, вызывает образование гало вокруг космич. источников рентг. излучения.

Лит.:
Гринберг М., Межзвездная пыль, пер. с англ., М., 1970; Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Физика межзвездной среды, М., 1979; Спитцер Л., Физические процессы в межзвездной среде, пер. с англ., М., 1981.

(Н.В. Вощинников)

Н. В. Вощинников, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru