Межзвёздное поглощение (By'[f~[;uky hkilkpyuny)

Перейти к навигации Перейти к поиску
Запрос «Экстинкция» перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

Межзвёздное поглощение, или межзвёздное ослабление (также межзвёздная (галактическая) экстинкция, от лат. exstinctio — 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

[править | править код]

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

[править | править код]

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

[править | править код]
Основная статья: Межзвёздное покраснение

Межзвёздная 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 где AV — величина поглощения, а EB−V — изменение показателя цвета B−V. Она также называется избытком цвета:

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

[править | править код]
Функции поглощения для Большого и Малого Малеллановых Облаков[17].

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

[править | править код]
  1. ↑ Экстинкция — статья из Большой советской энциклопедии. Л. Н. Каперский. 
  2. ↑ Сурдин В.Г. Межзвездное поглощение света. Астронет. Астронет. Дата обращения: 17 апреля 2020. Архивировано 17 февраля 2020 года.
  3. ↑ Whittet D. C. B. Dust in the Galactic Environment. — 2nd. — CRC Press, 2003. — С. 10. — (Series in Astronomy and Astrophysics). — ISBN 0750306246.
  4. ↑ 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
  5. ↑ Trumpler, R. J. Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters (англ.) // Lick Observatory Bulletin : journal. — 1930. — Vol. 14, no. 420. — P. 154—188. — Bibcode: 1930LicOB.420..154T.
  6. ↑ Karttunen, Hannu. Fundamental astronomy. — Physics and Astronomy Online Library. — Springer, 2003. — С. 289. — ISBN 978-3-540-00179-9.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 449—451. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  8. ↑ Kraan-Korteweg, R. C.; Loan, A. J.; Burton, W. B.; Lahav, O.; Ferguson, H. C.; Henning, P. A.; Lynden-Bell, D. Discovery of a nearby spiral galaxy behind the Milky Way (англ.) // Nature : journal. — 1994. — Vol. 372, no. 6501. — P. 77. — doi:10.1038/372077a0. — Bibcode: 1994Natur.372...77K.
  9. ↑ Schlegel, David J.[англ.]; Finkbeiner, Douglas P[англ.]; Davis, Marc[англ.]. Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 500, no. 2. — P. 525—553. — doi:10.1086/305772. — Bibcode: 1998ApJ...500..525S. — arXiv:astro-ph/9710327.
  10. ↑ 1 2 Лекция 6. Поглощение света в Галактике. Астронет. Астронет. Дата обращения: 18 апреля 2020. Архивировано 19 февраля 2020 года.
  11. ↑ Schultz, G. V.[англ.]; Wiemer, W.[англ.]. Interstellar reddening and IR-excess of O and B stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1975. — Vol. 43. — P. 133—139. — Bibcode: 1975A&A....43..133S.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ Н.В. Вощинников. Межзвёздное поглощение (света). Астронет. Астронет. Дата обращения: 17 апреля 2020. Архивировано 17 февраля 2020 года.
  14. ↑ Stecher, Theodore P. Interstellar Extinction in the Ultraviolet (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1965. — Vol. 142. — P. 1683. — doi:10.1086/148462. — Bibcode: 1965ApJ...142.1683S.
  15. ↑ Stecher, Theodore P. Interstellar Extinction in the Ultraviolet. II (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1969. — Vol. 157. — P. L125. — doi:10.1086/180400. — Bibcode: 1969ApJ...157L.125S.
  16. ↑ Bradley, John; Dai, ZR; Erni, R; Browning, N; Graham, G; Weber, P; Smith, J; Hutcheon, I; Ishii, H. An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles (англ.) // Science : journal. — 2005. — Vol. 307, no. 5707. — P. 244—247. — doi:10.1126/science.1106717. — Bibcode: 2005Sci...307..244B. — PMID 15653501.
  17. ↑ 1 2 Gordon, Karl D.[англ.]; Geoffrey C. Clayton[англ.]; Karl A. Misselt[англ.]; Arlo U. Landolt[англ.]; Michael J. Wolff[англ.]. A Quantitative Comparison of the Small Magellanic Cloud, Large Magellanic Cloud, and Milky Way Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curves (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 594, no. 1. — P. 279—293. — doi:10.1086/376774. — Bibcode: 2003ApJ...594..279G. — arXiv:astro-ph/0305257.
  18. ↑ Fitzpatrick, Edward L.[англ.]. An average interstellar extinction curve for the Large Magellanic Cloud (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1986. — Vol. 92. — P. 1068—1073. — doi:10.1086/114237. — Bibcode: 1986AJ.....92.1068F.
  19. ↑ Misselt, Karl A.[англ.]; Geoffrey C. Clayton[англ.]; Karl D. Gordon[англ.]. A Reanalysis of the Ultraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 515, no. 1. — P. 128—139. — doi:10.1086/307010. — Bibcode: 1999ApJ...515..128M. — arXiv:astro-ph/9811036.
  20. ↑ Lequeux, J.[англ.]; Maurice, E.[англ.]; Prevot-Burnichon, M. L.[англ.]; Prevot, L.[англ.]; Rocca-Volmerange, B.[англ.]. SK 143 - an SMC star with a galactic-type ultraviolet interstellar extinction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1982. — Vol. 113. — P. L15–L17. — Bibcode: 1982A&A...113L..15L.
  21. ↑ Prevot, M. L.[англ.]; Lequeux, J.[англ.]; Prevot, L.[англ.]; Maurice, E.[англ.]; Rocca-Volmerange, B.[англ.]. The typical interstellar extinction in the Small Magellanic Cloud (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1984. — Vol. 132. — P. 389—392. — Bibcode: 1984A&A...132..389P.
  22. ↑ Gordon, Karl D.[англ.]; Geoffrey C. Clayton[англ.]. Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 500, no. 2. — P. 816—824. — doi:10.1086/305774. — Bibcode: 1998ApJ...500..816G. — arXiv:astro-ph/9802003.
  23. ↑ Calzetti, Daniela[англ.]; Anne L. Kinney[англ.]; Thaisa Storchi-Bergmann[англ.]. Dust extinction of the stellar continua in starburst galaxies: The ultraviolet and optical extinction law (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 429. — P. 582—601. — doi:10.1086/174346. — Bibcode: 1994ApJ...429..582C.
  24. ↑ Gordon, Karl D.[англ.]; Daniela Calzetti[англ.]; Adolf N. Witt[англ.]. Dust in Starburst Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1997. — Vol. 487, no. 2. — P. 625—635. — doi:10.1086/304654. — Bibcode: 1997ApJ...487..625G. — arXiv:astro-ph/9705043.

Литература

[править | править код]

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Межзвёздное_поглощение&oldid=124041442