к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

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 температуры. 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.

Литература по 

1. 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.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ