МЕЖЗВЁЗДНОЕ ПОГЛОЩЕ́НИЕ СВЕ́ТА
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
МЕЖЗВЁЗДНОЕ ПОГЛОЩЕ́НИЕ СВЕ́ТА (межзвёздное ослабление света, межзвёздная экстинкция), ослабление света в результате его рассеяния и поглощения межзвёздными пылью и газом. Пыль сильнее ослабляет коротковолновое излучение, что ведёт к изменению распределения энергии в спектрах астрономич. объектов – т. н. межзвёздному покраснению. М. п. с. $A$ выражают в звёздных величинах и находят обычно из сравнения показателей цвета «покрасневшей» и «непокрасневшей» звёзд одного и того же спектрального класса и класса светимости. При этом сначала определяют избыток цвета звезды, обычно $E_{B–V}$, представляющий собой разность поглощений $A_B-A_V$ (см. Астрофотометрия). Затем вычисляют абсолютное значение поглощения, используя коэф. $R=A_V/E_{B–V}$. В ср. в Галактике $R≈3,1$, однако в тёмных облаках $R$ может достигать 5–6. Такой способ позволяет найти полное М. п. с., если в межзвёздной среде отсутствует нейтральное поглощение света. Последнее может быть результатом ослабления света крупными пылинками: ослабление становится «серым» (не зависящим от длины волны $λ$) в видимой области спектра, если радиус частиц превышает 2–3 мкм.
Кривая межзвёздного поглощения [зависимость $A(λ)$] определена в диапазоне от 91,1 нм (граница серии Лаймана для атома водорода) до $≈$20 мкм. В видимой части спектра кривые различаются несильно, а средняя кривая $A(λ ) ∝ λ^{–1,3}$. В ИК- и особенно УФ-части спектра кривые межзвёздного поглощения значительно различаются.
В УФ-диапазоне выделяется пик с центром ок. $λ$=217,5 нм, положение которого достаточно стабильно, а ширина меняется (среднее значение $≈$ 47 нм). Происхождение этого пика связано с поглощением света присутствующими в межзвёздных облаках мелкими графитовыми частицами либо большими молекулами полициклич. ароматич. углеводородов. В далёком УФ-диапазоне поглощение растёт вплоть до $λ$=91,1 нм. Наблюдения в этой части спектра практически невозможны из-за поглощения света нейтральным водородом $\ce{HI}$ в ближайших окрестностях Солнца. С уменьшением длины волны сечение поглощения нейтральным водородом падает, однако излучение начинают поглощать нейтральные атомы $\ce{He, C, N, O}$ и др.
Для интерпретации наблюдений используют теорию рассеяния света малыми частицами. При моделировании чаще всего выбирают полидисперсные смеси углеродных и силикатных пылинок, в которых крупные частицы со ср. радиусами 0,10–0,15 мкм ответственны за М. п. с. в видимой и ИК-областях спектра, а мелкие частицы радиусом 0,01–0,02 мкм создают поглощение в УФ-диапазоне.
Величина М. п. с., рассчитанная на единицу пути, изменяется в широких пределах в зависимости от направления. Ср. величина поглощения в видимой области спектра в плоскости Галактики составляет $A_V≈$1,5 звёздной величины. В некоторых областях, т. н. угольных мешках, $A_V$ может достигать десятков звёздных величин. М. п. с. уменьшается с удалением от плоскости Галактики; в полюсах Галактики $A_V⩽$0,1 звёздной величины. Наблюдаемое поглощение почти полностью возникает в межзвёздных облаках, тогда как в межоблачной среде оно не превышает $≈$0,002 звёздной величины.