Курс теоретической астрофизики

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°.

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 10⁻⁵ 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

𝑥²

1-𝑥

=

𝑊

𝑛

𝑓(𝑇

_∗

)

𝑒⁻

^τ

,

(33.1)

где

𝑓(𝑇

_∗

)

=

⎛

⎜

⎝

𝑇_𝑒

𝑇_∗

⎞½

⎟

⎠

𝑔⁺

𝑔₁

2(2π𝑚𝑘𝑇_∗)³^/²

ℎ³

exp

⎛

⎜

⎝

χ₁

𝑘𝑇_∗

⎞

⎟

⎠

,

(33.2)

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

𝑊

=

1

4

⎛

⎜

⎝

𝑟_∗

𝑟

⎞²

⎟

⎠

(33.3)

и

τ

-

𝑘

𝑟

∫

𝑟_∗

𝑛(1-𝑥)

𝑑𝑟

,

(33.4)

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