6.3 Модель видимого распределения поглощающей материи
Рассмотрим простую модель распределения поглощающей материи в Галактике, следуя работе Паренаго, проделанной в 1940 году. Данные известных к тому времени звёздных подсчётов говорили, что изменение звёздной плотности по z-координате в окрестностях Солнца хорошо представляется барометрической формулой:
где ? -
масштабный параметр, равный высоте, на которой плотность звёзд уменьшается в e раз. Этот закон можно принять и для распределения поглощающей материи, пренебрегая при этом зависимостью ширины слоя от галактоцентрического расстояния. Так как коэффициент поглощения пропорционален плотности поглощающего вещества, а поглощение на единице длины пропорционально коэффициенту поглощения, то для поглощения на единицу длины a при сделанных предположениях следует принять выражение:
Разобьем поглощающий слой на тонкие слои так, что внутри каждого слоя плотность, а значит и a(z), можно считать постоянными. Поглощение света на пути будет:
Подставляя в эту формулу выражение для
a(z) (6-11), заменяя
z на
r sinb и интегрируя по расстояниям, получим выражение для полного поглощения света на пути от наблюдателя до точки, находящейся на расстоянии
r и имеющей галактическую широту
b:
Легко установить смысл постоянных
a0 и β, входящих в эту формулу. Положим
b = 0°. Тогда, раскрывая неопределенность, получим:
Следовательно,
a0 есть поглощение на единицу длины строго в галактической плоскости. Положим теперь
b = 90°, r =
∞. Получаем:
В левой части полученного выражения находится полное поглощение света в направлении на полюс Галактики, а величина β получает смысл полутолщины слоя поглощающей материи (часто ее называют
<шкала высоты>). Величина полного поглощения света в направлении полюса Галактики очень важна для внегалактической астрономии, и равна приблизительно 0
m.05.
Параметры a0 и β модели Паренаго (6-13) определялись неоднократно. В частности, Локтин и др. (2001) получил по избыткам цвета E(B-V) 2100 звёзд спектральных классов O и B и 425 рассеянных звёздных скоплений следующие оценки: a0V = 1m.19 ± 0.12 кпк-1, β = 89 ± 20 пк. Отсюда можно сделать вывод, что поглощающая свет материя в Галактике сосредоточена в очень тонком слое вблизи плоскости симметрии Галактики. Насколько тонок этот слой может показать сравнение величины 89 пк с приблизительным значением радиуса диска Галактики - порядка 15 кпк, так что отношение ширины слоя к размеру галактического диска оказывается величиной порядка 0.006.
К сожалению, модели, подобные показанной выше модели Паренаго, оказываются на практике очень приблизительными. Прежде всего, далеким от реальности оказывается предположение об однородности распределения поглощающей материи, которая оказывается в основном сконцентрированной в газопылевых комплексах. В результате даже на расстояниях от Солнца до 500 пк вблизи плоскости Галактики встречаются области, для которых полное поглощение AV составляет более 1m, но в других направлениях в плоскости Галактики мы встречаем области (так называемые окна прозрачности), где такая величина не достигается и на расстояниях порядка 3 кпк от Солнца. Однако, за неимением лучшего, модели типа модели Паренаго широко использовались для областей вне галактической плоскости в случаях, когда не имелось более точных методов определения величин поглощения света - для некоторых типов звёзд, расположенных на больших галактических широтах. Но особенно широко модель и сейчас используется при исследовании других галактик, для которых невозможно применить известные методы определения избытков цвета.
