Русская Википедия:Межзвёздное поглощение
Шаблон:Falseredirect Межзвёздное поглощение, или межзвёздное ослабление (также межзвёздная (галактическая) экстинкция, от Шаблон:Lang-la — гашение[1]), — поглощение и рассеяние электромагнитного излучения веществом, находящимся в межзвёздном пространстве[2]. Для звёзд в диске Млечного Пути экстинкция в диапазоне V составляет примерно 1,8m на килопарсек[3].
История
Влияние межзвёздного поглощения на цвет звёзд (межзвёздное покраснение) долгое время наблюдалось, но никак не связывалось с межзвёздным поглощением и галактической пылью. В 1847 году проявления межзвёздного поглощения отметил Василий Струве[4], а Роберт Джулиус Трюмплер описал это явление в 1930 году[5][6].
Характеристики
Межзвёздное поглощение возникает из-за того, что пылинки, расположенные на луче зрения, поглощают часть света, и переизлучают его в другом направлении. В среднем диаметр пылинок составляет от 0,1 до 1 мкм[7].
Так как межзвёздная пыль содержится в основном в плоскости галактики, именно в ней (при наблюдении в видимом диапазоне) экстинкция достигает упомянутых 1,8m на килопарсек (эта величина также называется удельным поглощением). Это приводит к тому, что наблюдения других галактик вблизи плоскости Млечного пути сильно затруднены, и эта область называется зоной избегания. В ней открыто лишь небольшое количество галактик, например, Dwingeloo 1, которая наблюдалась лишь в радио- и инфракрасном диапазонах, в которых поглощение слабее[8]. Для сравнения, в направлении на галактический полюс межзвёздное поглощение (не удельное, а полное) составляет лишь 0,15m[7].
Сильнее всего межзвёздное поглощение проявляется в направлении на центр нашей Галактики. Центральные области галактики находятся на расстоянии 8 килопарсек от Земли, но видимый свет, идущий от них, испытывает поглощение более чем на 30m. Иначе говоря, до наблюдателя на Земле доходит не более чем один фотон из триллиона[9].
Зависимость поглощения от длины волны
Шаблон:Основная статьяМежзвёздная пыль по-разному поглощает свет на разных длинах волн. В целом, чем больше длина волны света, тем слабее он поглощается — это явление называется селективным поглощением. Селективное поглощение объясняется тем, что пылинка может поглощать свет с длиной волны, меньшей или равной размеру пылинки. То есть, чем больше длина волны света, тем меньшее количество пылинок может его поглощать, и наоборот. Расчёты показывают, что удельное поглощение обратно пропорционально длине волны[10], однако, на практике в диапазоне от 3700 Å (ближний ультрафиолет) до 48000 Å (средняя инфракрасная область) удельное поглощение пропорционально длине волны в степени −1,85[7].
Зависимость поглощения от длины волны также может быть выражена отношением <math display="inline">R_V = \frac{A_V}{E_{B-V}},</math> где AV — величина поглощения, а EB−V — изменение показателя цвета B−V. Она также называется избытком цвета:
<math>E_{B-V} = (B - V)_{\text{obs}} - (B - V)_{\textrm{real}} = (B_\text{obs} - B_\text{real}) - (V_\text{obs} - V_\text{real}) = A_B - A_V</math>
В среднем, безразмерная величина RV равна 3,1-3,2. Соответственно, избыток цвета для объекта на расстоянии 1 кпк равен 0,6m. Однако, для некоторых областей неба RV может принимать значения от 2 до 5. Сама эта величина имеет большое значение для звёздной астрономии: величину поглощения не измерить напрямую, но поправка на поглощение необходима для определения расстояния до звезды. Однако, зная избыток цвета, можно определить величину поглощения[7][11].
Таким образом, из-за межзвёздного поглощения объекты становятся не только более тусклыми, но и более красными. Это явление называют «межзвёздное покраснение света»[10].
Его не следует путать с понятием красного смещения, имеющего совершенно другую природу и проявления: например, длина волны монохромного излучения не изменяется вследствие межзвёздного покраснения, однако она изменяется из-за красного смещения[12].
На некоторых длинах волн поглощение особенно сильно. Например, известна полоса поглощения с длиной волны 9,7 мкм, которая, как считается, вызвана пылинками, состоящими из силикатов магния: Mg2SiO4 и MgSiC3. В ультрафиолетовом диапазоне наблюдается широкий пик с максимумом на длине волны 2175 Å и шириной полосы 480 Å, открытый ещё в 1960-х годах[13][14][15]. Его точные причины до конца не выяснены, но предполагают, что его вызывает смесь графита и ПАУ[16]. Всего известно более 40 диффузных полос поглощения[7].
Поглощение в других галактиках
Функции поглощения от длины волны могут различаться для разных галактик, так как вид функции, в свою очередь, зависит от состава межзвёздной среды. Лучше всего они исследованы для Млечного Пути и двух его спутников: Большого и Малого Магелланова Облака.
В Большом Магеллановом Облаке (БМО) разные области ведут себя по-разному. В туманности Тарантул, где происходит звездообразование, ультрафиолетовое излучение поглощается сильнее, чем в других областях БМО и нашей Галактики, но на длине волны 2175 Å оно, наоборот, ослаблено[18][19]. В Малом Магеллановом облаке (ММО) скачка на 2175 Å не наблюдается, но рост поглощения с уменьшением длины волны в ультрафиолетовом диапазоне очень быстрый, и оно заметно превосходит таковое и в Млечном Пути, и в БМО[20][21][22].
Эти данные позволяют судить о составе межзвёздной среды в этих галактиках. До этих открытий было известно лишь то, что в среднем величины поглощения различаются, и считалось, что это вызвано различным содержанием тяжёлых элементов: металличность БМО составляет 40% от металличности Млечного пути, а металличность ММО — 10%. Однако, когда были получены более точные данные, стали развиваться гипотезы о том, что поглощающие пылинки возникают при звездообразовании, и чем оно активнее, тем сильнее поглощение[17][23][24].
Примечания
Литература
Ссылки
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокbseне указан текст - ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Книга
- ↑ Struve, F. G. W. 1847, St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211 Etudes d’Astronomie Stellaire : Sur la voie lactee et sur la distance des etoiles fixes
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Книга
- ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 Шаблон:Книга
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 10,0 10,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ See Binney and Merrifeld, Section 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0), Carroll and Ostlie, Section 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2), Kutner (2003, ISBN 978-0-521-52927-3) for applications in astronomy.
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 17,0 17,1 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
