Межзвёздная пыль

Рис. 1. Схематическое изображение межзвёздной пылинки.

Образование тугоплавких частиц происходит, по-видимому, в достаточно плотной среде при темп-рах 500- 2000 К. Этим условиям могут удовлетворять внеш. части атмосфер звёзд-гигантов и сверхгигантов поздних спектр. классов, оболочки новых и сверхновых звёзд, планетарные туманности и газово-пылевые сгущения, из к-рых возникают протозвёзды. Для выпадения элементов или соединений из газовой фазы в твёрдую необходимо превышение давления газа над давлением насыщенного пара конденсирующихся веществ. При образовании ядер пылевых частиц в атмосферах холодных звёзд сначала возникают очень тугоплавкие зародыши. С движущимся газом они перемещаются в более высокие и холодные слои, где выпадают в твёрдую фазу уже более легкоплавкие соединения. Если в этих слоях частицы проводят мало времени из-за ускорения движения, то в твёрдую фазу выпадает лишь часть элементов с низкими темп-рами конденсации T_кон. Данная модель позволяет объяснить зависимость дефицита содержания элементов от T_кон, обнаруженную в межзвёздном газе.

Хим. состав образующихся пылинок определяется хим. составом газа, из к-рого они сконденсировались. Напр., в атмосферах углеродных звёзд возникают частицы из графита и карбида кремния, а в атмосферах кислородных звёзд - силикатные частицы. Это объясняется тем, что атомы О в первом случае и атомы С во втором связаны в молекулу СО, а молекулы СО неспособны конденсироваться в пылинки. Размер тугоплавких пылинок зависит от множества факторов (в частности, от величины потери массы звездой) и может достигать десятых долей мкм. Холодные звезды поставляют в межзвёздную среду не менее 10% тугоплавких ядер конденсации, необходимых для объяснения происхождения М. п. Оценки вклада др. источников М. п. пока весьма неопределенны.

Рис. 2. Характерные времена образования, роста и разрушения межзвёздных пылинок (оценки). Сплошными линиями нанесены данные для пылинок, состоящих из тугоплавких веществ, штриховыми - для пылинок, состоящих из летучих веществ. Для сравнения стрелками указаны возраст Солнца и период вращения Галактики на расстоянии, соответствующем расстоянию Солнца от галактического центра.

В межзвёздных облаках ядра конденсации довольно быстро обрастают оболочками из летучих элементов путём оседания на них атомов наиболее распространённых элементов Н, С, N и О. При этом возможны процессы физ. адсорбции па поверхности, при к-рых атом, сталкивающийся с пылинкой, практически отдаёт всю свою кинетич. энергию и становится связанным. На частицах с размерами 0,01 мкм образования оболочек, скорее всего, не происходит. Это связано с тем, что с очень маленьких пылинок атомы могут испаряться (сублимировать) при росте темп-ры пылинок из-за поглощения одного фотона или образования одной молекулы на поверхности.

Сублимация явл. одним из осн. процессов разрушения М. п. в протозвёздных туманностях. Кроме того, оболочки пылинок, состоящие из летучих элементов, могут испаряться в зонах HII. Бомбардировка поверхности пылинок атомами, ионами или молекулами, имеющими большие скорости, приводит к разрушению частиц. Этот же эффект должен проявляться, если через газово-пылевую область проходит сильная ударная волна, напр. от вспышки сверхновой звезды. Пылинки в межзвёздных облаках дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями 20 км/с, однако при столкновениях со скоростями 1 км/с идёт процесс коагуляции (слипания). Следует отметить также, что частицы как из тугоплавких, так и из летучих веществ могут быть разрушены в процессе звездообразования, если они попадут внутрь протозвезды.

Характерные времена образования, роста и разрушения М. п. представлены на рис. 2.

Присутствие в межзвёздной и межпланетной среде М. п. влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют идущее от далёких звёзд излучение, изменяя его спектр. состав и состояние поляризации (см. Поляризация). Свечение хвостовкомет, отражательных и диффузных туманностей, а также такие явления, как зодиакальный и диффузный галактич. свет, в той или иной мере обусловлены излучением, рассеянным пылью. Помимо этого, пылинки поглощают УФ- и видимое излучение звёзд, перерабатывая его в фотоны меньших энергий. ИК-излучение нагретых пылевых частиц наблюдается в спектрах планетарных туманностей, зон НII, околозвёздных оболочек и сейфертовских галактик.

Присутствие М. п. учитывается при построении моделей различных объектов. Наличие пылевых частиц может в значит. степени видоизменить ионизац. структуру туманностей. М. п. влияет на тепловой баланс межзвёздного газа, причём пылинки могут содействовать как нагреву, так и охлаждению межзвёздного газа. Как хладагенту М. п. отводится существенная роль в совр. теориях образования звёзд и планет. Наконец, на поверхности пылевых частиц могут эффективно образовываться нек-рые молекулы, обнаруженные в межзвёздной среде (в частности, Н₂, рис. 1). Пылинки обычно электрически заряжены. Отрицат. заряд образуется из-за налипания на поверхность М. п. электронов, положительный - из-за фотоэффекта. Электрич. заряды пылинок приводят к взаимодействию М. п. с межзвёздными магн. полями, а также играют важную роль во многих физ.-хим. процессах, протекающих на М. п.

Лит.:
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)