«Межзвёздное поглощение»

ослабление света при его прохождении от излучающего небесного светила (звёзды, галактики и др.) через межзвёздную среду (См. Межзвёздная среда). Вызывается рассеянием, дифракцией и поглощением света мелкими — с размерами порядка 1 мкм — частичками космической пыли, беспорядочно распространённой в межзвёздном пространстве или сосредоточенной в отдельных пылевых туманностях. Величина М. п. составляет от десятых долей до нескольких звёздных величин на 1 кпс. Она различна в разных направлениях из-за неравномерности распространения космической пыли, но особенно значительна вблизи плоскости Млечного Пути. М. п. обнаруживается по общему ослаблению излучения и изменению цвета звёзд. Звёзды, свет которых рассеян межзвёздной средой, имеют заметно ослабленный коротковолновый участок спектра, вследствие чего они выглядят более красноватыми по сравнению со звёздами того же типа, но свободными от М. п. (см. Избыток цвета). М. п. наблюдается также и за пределами оптического диапазона, что подтверждено наблюдениями, выполненными с телескопами, поднятыми за пределы плотной атмосферы. Эффективность рассеяния, величина и характер М. п. зависят от размеров и природы частиц межзвёздной среды. Учёт М. п., искажающего блеск звёзд, имеет большое значение при определении точных расстояний до звёзд и при изучении структуры Галактики. На существование М. п. впервые указал В. Я. Струве в 1847; однако всестороннее изучение его началось лишь в 30-х годах 20 века. После открытия М. п. в расстояния до звёзд и галактик, вычисленные путём сравнения видимых звёздных величин с абсолютными, пришлось внести соответствующие поправки.

Когда свет звезды поглощается облаками межзвёздного газа, также присутствующего в межзвёздном пространстве, в спектре звезды возникают межзвёздные линии поглощения (большей частью они принадлежат кальцию, натрию, железу, а также ряду молекул).

М. п. изучается методами звёздной астрономии путём подсчётов числа звёзд в сравниваемых между собой площадках неба, методом фотоэлектрической многоцветной фотометрии и другими способами.

Лит.: Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда, М., 1963.

Е. К. Харадзе.

МЕЖЗВЁЗДНОЕ ПОГЛОЩЕНИЕ

(межзвёздное ослабление, межзвёздная экстинкция) - результат рассеяния и истинного поглощения света межзвёздной пылью. Характерная особенность M. п.- его селективность (зависимость от длины волны . M. п. вызывает изменение распределения энергии в наблюдаемых спектрах далёких звёзд и др. объектов. Поскольку в синей части видимой области спектра M. п. больше, чем в красной, оно приводит к межзвёздному покраснению далёких объектов.

Величина M. п. А выражается в звёздных величинах. Сравнивая показатели цвета покрасневшей н непо-красневшой звёзд одного и того же спектрального класса и светимости класса, находят избыток цвета звезды, обычно представляющий собой разность поглощений (см. Астрофотометри. <ч).

Для перехода к абс. значению поглощения служит множитель В ср.однако в тёмных облаках возможны отклонения в сторону больших R (до 5 - 6).

Для построения кривой M. п. (зависимости величины M. п. от обычно используют звёзды спектральных классов О и В из-за их большой светимости и бедности деталями в спектре. В видимой части спектра

она приблизительно следует закону и несильно различается в разных областях неба. В ИК- и УФ-частях спектра различия кривых M. п. для отд. звёзд, даже расположенных в одних и тех же участках неба, велики. Частично это объясняется худшей точностью наблюдений в этих диапазонах по сравнению с видимым. В ИК-спектрах сильно покрасневших звёзд обнаружена межзвёздная полоса поглощения вблизи мкм, приписываемая силикатным пылинкам типа форстерита или энстатита . Эта полоса видна в поглощении в спектрах объектов, погружённых в молекулярные облака, и в эмиссии в спектрах ряда звёзд, туманностей и галактик. В спектрах звёзд с , как правило, наблюдается полоса поглощения льда на мкм. В УФ-части кривой M. п. около обычно выделяется широкий пик; положение его максимума для всех звёзд практически_одннаково ,ширина , высота объяснения происхождения M. п. Вклад остальных источников не определён.

В межзвёздных облаках ядра конденсации довольно быстро обрастают оболочками из летучих элементов путём физ. адсорбции атомов наиб, распространённых элементов H, С, N и О. Даже если вероятность прилипания атомов равна всего лишь 0,1, радиус частиц увеличивается до 0,2 мкм за 10⁹ лет, что может быть меньше ср. времени жизни пылинки. Сублимация является

Оценки характерных времён образования, роста и разрушения межзвёздных пылинок. Сплошными линиями нанесены данные для пылинок, состоящих из тугоплавких веществ, штриховыми - для пылинок, состоящих из летучих веществ. Для сравнения стрелками указаны возраст Солнца (правая стрелка) и период вращения Галактики на расстоянии, соответствующем расстоянию Солнца от галактического центра.

одним из осн. процессов разрушения M. п. при росте её темп-ры. Кроме того, оболочки пылинок, состоящие из летучих элементов, могут испаряться в областях HII. Бомбардировка поверхности пылинок атомами, ионами или молекулами, имеющими большие скорости, приводит к физ. разрушению частиц. Пылинки в межзвёздной среде дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями , однако при столкновениях со скоростями идёт процесс коагуляции (слипания). Характерные времена образования, роста и разрушения M. п. представлены на рис.

Лит.:Martin P. G., Cosmic dust, Oxf., 1978; Вощинников Н. В., Межзвездная пыль, в кн.: Итоги науки и техники. Сер. Исследования космического пространства, т. 25, M., 1986 H. В. Вощинников.

assorbimento interstellare

міжзо́ряне поглина́ння

міжзо́ряне поглина́ння