МЕЖЗВЁЗДНОЕ ПОГЛОЩЕ́НИЕ СВЕ́ТА

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.