Межзвездное поглощение излучения звезд

При рассматривании Млечного Пути или просмотре его фотографий бросаются в глаза темные пятна. Они заполняют пространство, окружающее звезды. Однако, это не дыры, как можно было предположить, а облака, которые затемняют свет звезд, находящихся за ними[8].

Важной характеристикой межзвездной среды является ее значительная клочковатость. Межзвездная среда имеет низкую плотность (10-10000 атомов на м³), а в скоплениях пыли и газа плотность среды может достигать 10⁹ атомов на кубический метр. То есть, большая часть межзвездной среды заполнена крайне разряженным газом, и лишь в определенных местах образуются сравнительно плотные скопления газа и пыли - облака. Пыль и газ концентрируются не только в облаках, но и в спиральных рукавах Галактики. Облака могут быть мелкими глобулами, которые составляют всего несколько диаметров Солнечной системы, а могут быть и гигантскими

облаками, составляющими в диаметре 100 световых лет и более. Также, именно из этих скоплений, благодаря гравитационным силам, нужному составу и концентрации, впоследствии формируются новые звезды ипланеты. Частичное восполнение потраченного на формирования звезд газа и пыли в межзвездной среде происходит благодаря звездному ветру и выбрасыванию вещества в пространство при взрыве звезд. Термин, которым принято называть облака газа и пыли – туманность. Химический состав облаков схож с составом Солнца. Хотя туманности несколько отличаются друг от друга, в среднем можно сказать, что на каждые 10 000 атомов водорода приходиться 1200 атомов гелия, 1-2 атома азота, 3-4 атома кислорода, 1 атом неона, 1 атом серы и меньшее число более тяжелых атомов, например железа и хлора.

Облака межзвездного газа и пыли обычно содержат как светлые (отражательные) туманности, так и темные. Классическим примером такого объединения является туманность Конская Голова (рисунок 6). Как видно из фотографии, изображение «конской головы» получается благодаря тому, что ее очерчивают светлые туманности.

Рассматривая туманность Угольный мешок (рисунок 7), можно заметить, что его темное вещество распределено очень неравномерно. Лучи света от звезд, проходя через межзвездную газово-пылевую среду, испытывают поглощение, рассеяние и поляризацию. Имеется несколько методов учета влияния межзвездной среды на измеряемое распределение энергии в ее спектре. Рассмотрим фотометрический метод.

 

 

Рисунок 6. Туманность Конская Голова в созвездии Ориона

 

 

Рисунок 7. Туманность «Угольный мешок» в созвездии Южного креста

 

Чтобы его понять, необходимо четко представлять, что такое звездная величина и показатель цвета. Как и в случае заходящего Солнца, поглощение света, идущего от звезд, сопровождается его покраснением. Очевидно, что если бы мы знали зависимость между общим поглощением и покраснением (закон межзвездного поглощения), то по величине покраснения можно было

 

 

Рис. 8. Крабовидная туманность (остаток Сверхновой 1054 г.)

 

бы определять и величину поглощения. Выше мы рассмотрели понятие показателя цвета. Это число, которое характеризует цвет звезды, который, в свою очередь, зависит от ее температуры. Если физические параметры звезд одинаковы, то и их цвета – тоже. Однако, если одна из звезд отягощена поглощением, то ее цвет изменится, она станет краснее. Разница в показателях цвета между покрасневшей и непокрасневшей звездами одного и того же спектрального класса называется избытком цвета CE (color-excess):

E_B-V = (B - V) - (B - V)₀, (15)

где E_B-V- избыток цвета в звездных величинах;

(B - V) - наблюдаемый показатель цвета;

(B - V)₀ – истинный показатель цвета этой звезды.

В результате многочисленных исследований была установлена эмпирическая зависимость между межзвездным поглощением A(l) и избытком цвета CE. В первом приближении в видимой и ближней инфракрасной областях спектра поглощение оказалось пропорционально обратной длине волны, - так называемый закон λ^-1. Отсюда можно сделать вывод, что размер пылинок порядка длины волны в видимом диапазоне. Они могут быть льдами из смеси воды, кристаллического аммиака, метана и других соединений или из углерода или кремния, покрытых льдами. Пылинки могут возникать вследствие конденсации газов аналогично образованию дыма. Детали их формирования еще не все известны. При прохождении излучения звезды через межзвездную среду оно ослабляется на величину A(r), выраженную в звездных величинах. Если измерения звездных величин выполнять в фотометрической системе UBV, то поглощение в V-полосе A_V связано с избытком цвета E_B-V следующим соотношением:

A_V = R´E_B-V, (16)

где R = 3.1. Значение R определено из наблюдений.

Отсюда очевиден алгоритм определения межзвездного поглощения. Сначала по линейчатому спектру следует выбрать в исследуемой области неба звезды определенного, желательно раннего, спектрального класса. Нормальные показатели цвета для них должны быть известны заранее. Сравнивая нормальные и наблюдаемые показатели цвета, мы получаем избытки цвета. Затем по формуле (10) получаем общее поглощение для данной области неба. Чем больше измерений, тем реальнее полученный результат. Фотометрический метод – самый популярный среди астрономов. Именно по ним были составлены подробные карты межзвездного поглощения в нашей Галактике.