На фотографиях звездного неба, особенно в областях Млечного Пути, можно заметить сильную неоднородность распределения звезд, вызванную наличием темной непрозрачной материи. Замечательными примерами объектов такого типа являются темные туманности, известные под названием “Конской Головы” (рис. 227) и “Угольного Мешка” (последняя расположена рядом с двумя самыми яркими звездами созвездия Южного Креста). Видимый угловой диаметр области неба, занимаемой “Угольным Мешком”, больше 3±. Этот объект очень близок к нам и находится на расстоянии около 150 пс. Следовательно, истинные его размеры - около 8 пс. Из-за контраста с окружающими яркими областями Млечного Пути туманность кажется черным пятном. В телескоп видны в ней слабые звезды, число которых примерно в три раза меньше количества звезд в соседних областях того же размера. Это значит, что “Угольный Мешок” поглощает свет далеких звезд, уменьшая общее количество света примерно в три раза. Такое поглощение соответствует оптической толщине или ослаблению света, выраженному в звездных величинах (12.7) Множество облаков, подобных “Угольному Мешку”, образуют широкую темную полосу вдоль средней линии Млечного Пути, начинающуюся от созвездия Лебедя и тянущуюся через созвездия Орла, Змеи, Стрельца и Скорпиона. Это - знаменитая Большая развилка Млечного Пути. Особенно большое количество темных облаков наблюдается в области центрального сгущения нашей Галактики, в созвездии Стрельца (стр. 228), вследствие чего этот крайне интересный объект Галактики особенно трудно наблюдать. Наличие в межзвездном пространстве вещества, поглощающего свет, подтверждается еще одним явлением, называемым межзвездным покраснением света. Оно состоит в том, что спектральный состав излучения многих звезд, особенно далеких, оказывается не таким, как у звезд того же спектрального класса, например в окрестности Солнца. Разница заключается в недостатке излучения в синей части спектра, который приводит к кажущемуся его покраснению. В результате для многих звезд, особенно вблизи Млечного Пути, нарушается установленная в §149 зависимость между показателем цвета и спектральным классом. Для количественной характеристики этого явления вводится понятие избытка цвета СЕ или Е (color excess); так называется разность между наблюдаемым показателем цвета данного объекта и показателем цвета, соответствующим его спектральному классу. Изменение спектральной состава излучения вызывается тем же самым веществом, которое вызывает поглощение света. Последнее оказывается более сильным для синих лучей и менее сильным для красных. Количественные измерения этого поглощения, выполненные в различных участках спектра, показывают, что в видимой области величина поглощения обратно пропорциональна длине волны излучения. Такое ослабление испытывает свет при прохождении через среду, состоящую из мелких твердых частиц (пылинок), если их диаметр порядка длины световой волны и в среднем составляет 2 r = 0,8 мк, а поперечное сечение В условиях межзвездной среды твердые частицы, похожие на кристаллы льда, могут образовываться в результате конденсации молекул подобно частицам дыма, возникающим из газообразных продуктов горения. Молекулярные соединения, существование которых следует из спектральных наблюдении играют важную роль в межзвездной среде. Подробнее они будут рассмотрены в следующем параграфе. Плотность r образующихся таким путем пылинок должна быть немногим менее плотности льда, так что можно считать r " 0,5 г/см3. Учитывая приведенные выше размеры, получим, что масса отдельной частицы межзвездной пыли должна составлять Оказывается, что поглощение лучей определенного цвета, выраженное в звездных величинах (обозначим его через Dm), пропорционально избытку цвета, т.е. Dm = g × CE.(12.8) Коэффициент пропорциональности у оказывается близким к 4, если поглощение измерять в фотографических звездных величинах и около 3, если его оценивать в визуальных звездных величинах. Если бы межзвездного поглощения света не было, звезды казались бы “ярче” и вместо наблюдаемой звездной величины т мы наблюдали бы т' = т - Dm = т - g × СЕ.(12.9) В среднем для звезд в окрестности Солнца, находящихся на расстоянии в 1000 пс, избыток цвета около 0m,5. Согласно формуле (12.9) это означает, что видимое излучение этих звезд ослаблено примерно на Dm = 1m ,5, т.е. раза в четыре. Следовательно, оптическая толщина слоя межзвездной среды в 1 кпс в среднем составляет Обращаем внимание на то, что эта величина получается в среднем на основании измерений поглощения в различных направлениях. В отдельных местах поглощение может быть как меньше, так и значительно больше этой величины. Например, как мы видели, почти такое же ослабление света (на lm,2) дает только одна туманность “Угольный Мешок”, имеющая размер 8 пс. Отсюда следует, что в ней вещества примерно столько же, сколько и в среднем в межзвездном пространстве на протяжении 1000 пс, т.е. плотность поглощающего вещества в 100 с лишним раз больше. Оценим теперь количество отдельных пылинок, вызывающих межзвездное поглощение света. Предположим, что поглощающее действие частиц сводится к простому экранированию ими проходящего излучения. Тогда, учитывая физический смысл оп-тической толщины t , получим, что при t 1кпс = 1.4 поперечники всех частиц в столбе длиной 1000 пс и сечением 1 см2 в сумме составляют 1,7 см2. Поскольку поперечник каждой частицы в среднем равен 5×10 -9 см2, всего в этом столбе находится Объем этого столба V = 103 пс × 1 см2 =3 ×1021 см3. Поэтому на каждую частицу приходится объем т.е. куб со стороной более 200 м. Обратная величина дает концентрацию пылинок На самом деле частицы размером 10-4-10-5 см поглощают видимые лучи сильнее, чем экранчики таких же размеров. Поэтому полученный результат завышен примерно в два раза. Даже такое ничтожное содержание крошечных пылинок в межзвездном пространстве заставляет внести важную поправку в метод определения расстояний путем сравнения видимой и абсолютной звездных величин. Действительно, чтобы получить верное значение r, в формулу (11.6) следует подставить не т, а т', в результате чего получим lg r = l + 0,2 (m - M - g × CE).(12.10) Если, например, избыток цвета в фотографических лучах достигает целой звездной величины, то без учета межзвездного поглощения расстояние окажется завышенным в 8 раз! Для выяснения физической природы поглощающей материи мы воспользовались средним значением величины селективного поглощения света на единицу длины в окрестности Солнца. Теперь рассмотрим, как меняется в различных направлениях полное поглощение, т. е. какова величина и форма всего поглощающего слоя. Наиболее сильное поглощение - вблизи плоскости Галактики. Здесь оно очень велико (особенно в направлении на центр Галактики) и меняется в больших пределах. По мере удаления от плоскости Млечного Пути общая величина межзвездного поглощения быстро падает за счет уменьшения толщины поглощающего слоя, расположенного на луче зрения. Уменьшение это оказывается примерно пропорциональным косинусу угла b между плоскостью Галактики и лучом зрения. В направлении, перпендикулярном к плоскости Галактики (полюс Галактики), полное поглощение видимого света (т.е. не на 1 кпс, а на всем протяжении слоя) составляет около 0m,4. Пропорциональность поглощения величине cos b означает, что поглощающий слой - плоский. Аналогичную зависимость мы получали при определении оптической толщины земной атмосферы, предполагая ее слои плоскопараллельными (§ 118). Приведенная только что величина поглощения в направлении, перпендикулярном к этой плоскости (0m,4), составляет 1/4 от среднего значения поглощения Dm на 1 кпс. Поэтому, предполагая пылевой слой однородным, получим, что его толщина составляет всего лишь около Таким образом, пыль относится к плоской подсистеме Галактики, распределяясь в пределах диска толщиной в несколько сотен парсеков. Внешний вид пылевых туманностей позволяет считать, что распределение пыли в этом диске должно иметь клочковатый характер. В некоторых случаях удается видеть часть пылевой туманности, освещенную какой-либо близко находящейся яркой, но не слишком горячей звездой. Поперечник освещенной области обычно меньше 1 пс. Но и в пределах таких небольших объемов распределение пылевой материи оказывается очень неравномерным. Часто наблюдаются изогнутые тонкие волокна, обращенные выпуклостью в сторону от освещающей звезды, которую обычно легко удается найти, пользуясь тем обстоятельством, что спектры звезды и туманности очень похожи. Последнее подтверждает, что свечение вызывается пылинками, отражающими излучение звезды, почему эти светлые туманности и называются отражающими. Множество таких облаков (по 8-10 на каждые 1000 пс) часто встречается в спиральных рукавах Галактики (см. §168) вместе с газовыми туманностями, образуя так называемые газово-пылевые комплексы. Исследования изменения поглощения с расстоянием в каком-либо определенном направлении показывают, что пыль сосредоточена в отдельных облаках, каждое из которых в среднем имеет размер 5-10 пс и поглощает процентов 20 проходящего через него света. Это соответствует ослаблению на 0m, 25, что раз в шесть меньше среднего ослабления света в окрестностях Солнца, рассчитанного на 1 кпс. Поэтому в отдельном облаке на луче зрения столько же вещества, сколько в среднем приходится на . При размерах облаков 5-10 пс это означает, что плотность пыли в отдельных облаках должна превышать среднюю в несколько десятков раз (как мы видели, в “Угольном Мешке” даже в 100 раз). Еще большей величины она достигает в маленьких (размером несколько десятых долей парсека) плотных образованиях, называемых глобулами и часто наблюдаемых в виде темных круглых деталей на фоне светлых туманностей. Концентрация пыли в них в десятки и сотни раз больше, чем даже в самых плотных пылевых облаках. Мы видим, что плотность отдельных областей межзвездной среды сильно меняется, причем, как правило, она тем больше, чем меньше ее размеры. Поэтому возможно, что сжатие межзвездных облаков в плотные туманности в конечном счете приводит к образованию звезд. Однако значительно более важную роль, чем пыль, в этом процессе играет газ, также присутствующий в диффузной межзвездной среде. Количество межзвездного газа в среднем в 100 раз больше, чем пыли.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Межзвездная пыль» з дисципліни «Загальна астрономія»
