Міжзоряне поглинання

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Міжзоряне поглинання — сумарний ефект розсіяння й істинного поглинання світла пиловими частинками в міжзоряному середовищі.

Загальні особливості[ред.ред. код]

Характерною особливістю міжзоряного поглинання є його селективність (залежність від довжини хвилі). Міжзоряне поглинання викликає зміни розподілу енергії в спостережуваних спектрах далеких зірок та інших об'єктів. Оскільки в М.п. В синій області видимої частини спектру більше ніж червоній, то воно призводить до почервоніння джерел світла.

Показники кольору[ред.ред. код]

Порівнюючи показники кольору почервінівшої і непочервонівшої зорі одного і того самого спектрального класу і класу світності, знаходять так званий надлишок кольору зорі, який являє собою різницю поглинань, виражених в зоряних величинах AB-AV=1.086[τ(B)-τ(V)], де τ(B),τ(V) — оптична товща для довжин хвиль, що відповідають центрам фотометричних смуг B і V. Для переходу від надлишку кольору до абсолютного значення поглинання слугує множник R=AV/EB-V. В середньому R=3,1, однак в районах молодих зоряних скупчень і в темних хмарах може досягати 5-6. Значення R може бути знайдене екстраполяцією кривої міжзоряного поглинання методами змінної екстинкції, діаметрів зоряних скупчень та ін.

Крива міжзоряного поглинання[ред.ред. код]

Для побудови кривої міжзоряного поглинання зазвичай використовують зорі спектральних класів О і В через високу світність і малу кількість деталей в спектрі. Крива міжзоряного поглинання досліджена в області від 0,11 до 20 мкм. У видимій частині спектру вона слідує закону і слабо відрізняється в різних ділянках неба. Поблизу 2,3 мкм на кирвій поглинання спостерігається злам, причина якого до сьогодні не зовсім встановлена.

Спектрофотометричні спостереження виявили на кривій М.п. ряд широких деталей і більше 40 диффузних міжзоряних смуг поглинання. Найсильнішою з них є смуга поблизу λ=4430 Å, ширина якої може досягати 30-40 Å Походження диффузних міжзоряних смуг поглинання до кінця не встановлене. Можливо, вони виникають при поглинанні світла молекулами, які знаходяться всередині або на поверхні міжзоряних пилинок.

В ІЧ- і УФ-областях спектру різниця кривих М.п. для окремих зір, навіть, розташованих в одних і тих же ділянках неба дуже великі.

Спостереження[ред.ред. код]

Спостереження міжзоряного поглинання частково інтерпретується на основі теорії розсіяння світла малими частинками. М.п. В різних частинах спектру знаходять враховуючи залежність від довжини хвилі суми ефективних перерізів поглинання всіх частинок в стовпі одиничного перерізу вздовж променя зору.

В видимій і інфрачервоній областях спектру М.п. В основному зумовлене розсіянням світла діелектричними частинками із середнім радіусом 0,10-0,15 мкм. Альбедо частинок близько 0,7-0,8, а їх форма маже бути несферичною (на це вказує існування міжзоряної поляризації світла). Величина R пропорційна розміру пилинок. В УФ-області спектру ефективно поглинають і розсіюють випромінювання дуже малі частинки. Вважається, що пік близько 4,6 мкм створюють графітові пилинки з радіусом 0,01-0,02 мкм і альбедо близько 0,3.

Величина М.п., розрахована на одиничному шляху, змінюється в широких межах в залежності від напрямку. В околі Сонця в площині Галактики AV наближено дорівнює 2m/кпк, причому більшу частину дають пилові хмари.

Крім селективного М.п. В міжзоряному середовищі, можливо, існує поглинання, що не залежить від λ (нейтральне), яке викликане дуже великими частинками або тілами, але його дуже важко оцінити.

Література[ред.ред. код]

  • 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.


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.