Межзвёздное поглощение света

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 астрономических объектов – т. н. межзвёздному покраснению.

Межзвёздное поглощение света ${\displaystyle A}$ 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 ${\displaystyle E_{B-V}}$, представляющий собой разность поглощений ${\displaystyle A_{B}\!-\!A_{V}}$ (где B и V – синяя и визуальная фотометрические полосы). Затем вычисляют абсолютное значение поглощения, используя коэффициент ${\displaystyle R=A_{V}/E_{B-V}}$. В среднем в Галактике ${\displaystyle R\approx 3,\!1}$, однако в тёмных облаках ${\displaystyle R}$ может достигать 5–6. Такой способ позволяет найти полное межзвёздное поглощение света, если в межзвёздной среде отсутствует нейтральное поглощение света. Последнее может быть результатом ослабления света крупными пылинками: ослабление становится «серым» (не зависящим от длины волны ${\displaystyle \lambda }$) в видимой области спектра, если радиус частиц превышает 2–3 мкм.

Кривая межзвёздного поглощения, т. е. зависимость ${\displaystyle A(\lambda )}$, 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 ${\displaystyle A(\lambda )\propto \lambda ^{-1,3}}$. В инфракрасной (ИК) и особенно ультрафиолетовой (УФ) части спектра кривые межзвёздного поглощения значительно различаются.

В УФ-диапазоне выделяется пик с центром около ${\displaystyle \lambda =217,\!5\ {\text{нм}}}$, положение которого достаточно стабильно, а ширина меняется (среднее значение около 47 нм). Происхождение этого пика связано с поглощением света присутствующими в межзвёздных облаках мелкими графитовыми частицами либо большими молекулами полициклических ароматических углеводородов. В далёком УФ-диапазоне поглощение растёт вплоть до ${\displaystyle \lambda =91,\!1\ {\text{нм}}}$. Наблюдения в этой части спектра практически невозможны из-за поглощения света нейтральным водородом H I в ближайших окрестностях Солнца. С уменьшением длины волны сечение поглощения нейтральным водородом падает, однако излучение начинают поглощать нейтральные атомы 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 средними радиусами 0,10–0,15 мкм ответственны за межзвёздное поглощение света в видимой и ИК-областях спектра, а мелкие частицы радиусом 0,01–0,02 мкм создают поглощение в УФ-диапазоне.

Величина межзвёздного поглощения света, рассчитанная на единицу пути, изменяется в широких пределах в зависимости от направления. Средняя величина поглощения в видимой области спектра в плоскости Галактики составляет ${\displaystyle A_{V}\!\approx \!1,\!5}$ звёздной величины. В некоторых областях, т. н. угольных мешках, ${\displaystyle A_{V}}$ может достигать десятков звёздных величин. Межзвёздное поглощение света уменьшается с удалением от плоскости Галактики; в полюсах Галактики ${\displaystyle A_{V}\!\leqslant \!0,\!1}$ звёздной величины. Наблюдаемое поглощение почти полностью возникает в межзвёздных облаках, тогда как в межоблачной среде оно не превышает ≈0,002 звёздной величины.