Курс теоретической астрофизики

При рассмотрении двух упомянутых выше туманностей было принято, что они состоят из диэлектрических частиц сферической формы. Сравнение теоретических и наблюдённых значений величины x+x(-) (последние приведены в табл. 51) дало для среднего радиуса частицы значение a=6,7·10 см. Примерно такие же значения a были найдены для пылевых туманностей и другими способами. Поэтому считается, что средние размеры частиц межзвёздной пыли порядка 10 см.

При определённом радиусе частицы a и показателе преломления m теория даёт значение коэффициента рассеяния k, рассчитанного на одну частицу. А так как объёмный коэффициент рассеяния известен из наблюдений, то из соотношения =nk можно найти концентрацию частиц n. Затем может быть найдена плотность пыли в туманности по формуле

D

=

4

3

k^3n

,

(32.46)

где — удельный вес вещества частицы. В виде примера укажем, что для туманностей IC 431 и IC 435 по формуле (32.47) были получены значения плотности 2,1·10^2 г/см^3 и 4,5·10^2 г/см^3 соответственно. При этом было положено =1 г/см^3, а для показателя преломления принималось значение m=1,33 (т.е. такое, как у капли воды или кристалла льда).

Некоторые сведения о пылевых частицах могут быть также получены путём изучения поляризации света туманностей. Наблюдения показывают, что степень поляризации света пылевых туманностей довольно велика — порядка 10—15%. При этом, как и должно быть при отражении света малыми частицами, поляризация является радиальной, т.е. преимущественное направление колебаний электрического вектора перпендикулярно к радиусу-вектору, проведённому от освещающей звезды. Наличие значительной радиальной поляризации излучения говорит о большой роли рассеяния первого порядка в ближайших к звезде областях туманности (так как многократно рассеянное излучение слабо поляризовано). Особенно ценные результаты даёт интерпретация наблюдательных данных о поляризации излучения в разных участках спектра.

Как мы знаем, в Галактике, кроме светлых пылевых туманностей, присутствуют ещё многочисленные тёмные туманности. Изучение этих туманностей по производимому ими поглощению света также позволяет судить о природе частиц межзвёздной пыли.

Исследование межзвёздного поглощения света привело к заключению, что в видимой части спектра коэффициент поглощения приблизительно обратно пропорционален длине волны. Вместе с тем была найдена и величина коэффициента поглощения. В видимой части спектра в галактической плоскости поглощение составляет в среднем одну звёздную величину на килопарсек. Это значит, что пути в 1 килопарсек соответствует приблизительно единичное оптическое расстояние. Поэтому объёмный коэффициент поглощения межзвёздной пыли для визуальных лучей примерно равен 3·10^2^2 см^1.

С другой стороны, согласно теории рассеяния света малыми частицами зависимость коэффициента поглощения от длины волны определяется заданием размеров частиц и показателя преломления. Если взять диэлектрические частицы с показателем преломления m=1,33, то коэффициент поглощения будет обратно пропорционален длине волны, когда радиус частицы равен a5·10 см.

При таких размерах частиц коэффициент поглощения, рассчитанный на одну частицу, будет приблизительно равен k^210 см^2. Пользуясь формулой =nk мы для средней концентрации пылевых частиц получаем значение n3·10^1 см^3. В этом случае формула (32.47) (при 1) даёт, что средняя плотность пылевой материи вблизи плоскости Галактики равна D10^2 г/см^3.

Как мы увидим дальше, это значение плотности пыли примерно на два порядка меньше плотности газа вблизи галактической плоскости. Следует, однако, иметь в виду, что в Галактике могут существовать крупные частицы, не вызывающие заметного поглощения света, но превосходящие по общей массе частицы, обусловливающие поглощение в видимой области спектра. Поэтому плотность пылевой материи в Галактике может быть несколько больше приведённого выше значения.

Подробные сведения о пылевых частицах в Галактике даны в ряде монографий (см. [3], [4] и др.).

5. Поляризация света звёзд.

Свет звёзд при прохождении через межзвёздную пылевую материю не только ослабляется, но и становится поляризованным. Это явление было открыто В. А. Домбровским и независимо от него Хильтнером и Холлом, а затем подробно изучалось как названными авторами, так и другими. Наблюдения показывают, что степень поляризации света звёзд невелика (доли процента или несколько процентов), но в некоторых случаях доходит до 10%. Плоскость колебаний электрического вектора обычно оказывается близкой к галактической плоскости. Примерно у двух третей звёзд с измеренной поляризацией света угол между этими плоскостями составляет не более 20°.