Курс теоретической астрофизики

Поляризация света обнаруживается только у далёких звёзд, причём существует корреляция между поляризацией и поглощением света. В табл. 52 приведена зависимость между степенью поляризации p, модулем расстояния m-M и избытком цвета E. Мы видим, что чем больше поглощение, тем больше и поляризация. Однако надо иметь в виду, что в таблице содержатся лишь средние значения величин. В отдельных же участках неба эта зависимость выражена очень слабо.

Таблица 52

Связь между степенью поляризации света звёзд,

модулем расстояния и избытком цвета

p, %

m-M

E

0,0-0,4

 6,53

0,048

0,5-0,9

 8,41

0,082

1,0-1,4

 8,56

0,158

1,5-1,9

 9,45

0,298

2,0-2,4

10,50

0,394

Наблюдаемая поляризация излучения звёзд может быть объяснена тем, что межзвёздные пылевые частицы имеют удлинённую форму. Как показывают вычисления, доля излучения, поглощённого такой частицей, зависит от угла между её осью и направлением колебаний электрического вектора (поглощение наибольшее, когда этот угол равен нулю). Поэтому излучение, прошедшее через облако некоторым образом ориентированных частиц, должно быть поляризованным. Для объяснения ориентации пылинок была высказана гипотеза о влиянии на них магнитного поля Галактики. При этом напряжённость поля должна быть порядка 10 эрстед. В разных местах Галактики направление поля может быть различным, чем можно объяснить довольно сложную картину распределения поляризации излучения звёзд на небе.

Чтобы магнитное поле могло воздействовать па пылинки, надо допустить наличие в них некоторого количества металлов. С другой стороны, изучение свечения пылевых туманностей приводит к заключению, что в них, по всей вероятности, находятся диэлектрические частицы. Поэтому в настоящее время считается, что межзвёздные пылинки являются диэлектрическими с небольшой примесью металлов. Для объяснения межзвёздного поглощения и поляризации света было высказано также предположение о присутствии в Галактике частиц графита, который по некоторым свойствам (особенно по электропроводности) близок к металлам.

Интересно отметить, что явление поляризации света звёзд в течение значительного времени было одним из основных доводов в пользу существования магнитных полей в Галактике. Затем появились и другие доводы в пользу этого и напряжённость галактического магнитного поля была непосредственно измерена (см. §34).

Вопросы распространения поляризованного излучения в межзвёздной среде подробно рассмотрены в монографии А. 3. Долгинова, Ю. Н. Гнедина, Н. А. Силантьева [5].

§ 33. Межзвёздный газ

1. Ионизация межзвёздного водорода.

Физические процессы в газовых туманностях уже рассматривались подробно в гл. V. Однако тогда мы ограничились лишь теми областями туманностей, которые находятся вблизи горячих звёзд. Теперь попытаемся составить общее представление о межзвёздном газе, рассматривая как области, близкие к горячим звёздам, так и далёкие от них.

Сначала остановимся на вопросе об ионизации межзвёздного водорода. Так как водород является наиболее распространённым элементом в Галактике, то многие процессы существенно зависят от того, каким будет в данной области водород — ионизованным или нейтральным.

Предположим, что ионизация вызывается звездой с радиусом r_* и температурой T_*. Тогда на расстоянии r от звезды доля ионизованных атомов x будет определяться формулой

x^2

1-x

=

W

n

f(T

_*

)

e

,

(33.1)

где

f(T

_*

)

=

T_e

T_*

1/2

g

g

2(2mkT_*)^3^/^2

h^3

exp

kT_*

,

(33.2)

n — концентрация атомов водорода, W — коэффициент дилюции, — оптическое расстояние от звезды до данного места за границей серии Лаймана. Мы имеем

W

=

1

4

r_*

r

^2

(33.3)

и

-

k

r

r_*

n(1-x)

dr

,

(33.4)

где k — средний коэффициент поглощения в лаймановской континууме, рассчитанный на один атом.

Формула (33.1) была получена в § 23. Там же была найдена явная зависимость x от r при предположении, что W/n=const. Теперь мы будем считать, что W даётся формулой (33.3), а n=const. На самом деле межзвёздный газ очень неоднороден, вследствие чего допущение о постоянстве n является лишь грубым приближением к действительности.

Из приведённых соотношений можно легко получить следующее уравнение для определения зависимости x от r:

2

x

+

1

1-x

dx

dr

+

(1-x)

nk

+

2

r

=

0

.

(33.5)

При этом вблизи поверхности звезды должно быть x=x_* Для звёзд с достаточно высокой температурой величина x_* близка к единице.

Решение уравнения (33.5) [как и решение уравнения (23.17) в гл. V] показывает, что величина x остаётся близкой к единице до некоторого значения r=r, а затем быстро убывает до нуля. Следовательно, вокруг звезды существует область радиуса r, внутри которой водород почти полностью ионизован, а вне — почти полностью нейтрален.

Переход от одной области к другой совершается там, где оптическое расстояние становится порядка единицы. На основании этого легко определить радиус r. Из соотношения (33.4) имеем

kn

r

r_*

(1-x)

dr

=

1

.

(33.6)

Но при rr формула (33.1) приближённо даёт

1-x

=

n

Wf (T_*)

.

(33.7)