межзвёздное поглощение

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. Астрофотометрич.).

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

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

она приблизительно следует законуи 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. околообычно выделяется широкий пик; положение его максимума для всех звёзд практически_одннаково{одннаково?|одннаковый?} ,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 скоростямиидёт 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.

   <<      Предметный указатель      >>