Межзвёздная пыль - История изменений

Aqui в 15:45, 30 апреля 2022

2022-04-30T15:45:35Z

← Предыдущая версия		Версия от 18:45, 30 апреля 2022
Строка 7:		Строка 7:
	Излучение, рассеянное межзвездной пылью, проявляется в виде свечения различных туманностей (диффузных, отражательных, биполярных, кометарных) или увеличенного свечения фона неба в области галактического экватора (диффузный галактический свет). В первом случае пылинки рассеивают излучение звёзд, расположенных поблизости, а во втором – всех звёзд Галактики. Характерная особенность рассеянного излучения – его поляризация. В некоторых случаях степень линейной поляризации может достигать 50–80%, круговой – 15–20%. Степень поляризации, а также поверхностная яркость туманностей и диффузного галактического света сильно зависят от взаимного расположения пылевого облака, освещающего источника и наблюдателя. Межзвездная пыль, расположенная вблизи луча зрения в направлении удалённых рентгеновских источников, рассеивает часть излучения в направлении наблюдателя, что ведёт к появлению диффузного гало вокруг точечных источников. Яркость рентгеновских гало больше для источников, расположенных ближе к плоскости Галактики, что отражает галактическое распределение пылевых облаков.		Излучение, рассеянное межзвездной пылью, проявляется в виде свечения различных туманностей (диффузных, отражательных, биполярных, кометарных) или увеличенного свечения фона неба в области галактического экватора (диффузный галактический свет). В первом случае пылинки рассеивают излучение звёзд, расположенных поблизости, а во втором – всех звёзд Галактики. Характерная особенность рассеянного излучения – его поляризация. В некоторых случаях степень линейной поляризации может достигать 50–80%, круговой – 15–20%. Степень поляризации, а также поверхностная яркость туманностей и диффузного галактического света сильно зависят от взаимного расположения пылевого облака, освещающего источника и наблюдателя. Межзвездная пыль, расположенная вблизи луча зрения в направлении удалённых рентгеновских источников, рассеивает часть излучения в направлении наблюдателя, что ведёт к появлению диффузного гало вокруг точечных источников. Яркость рентгеновских гало больше для источников, расположенных ближе к плоскости Галактики, что отражает галактическое распределение пылевых облаков.

	Инфракрасное излучение практически всех космических объектов представляет собой излучение нагретой пыли. Пылинки поглощают ультрафиолетовое и видимое излучение звёзд и переизлучают его как чёрное тело на длинах волн <math>\lambda ⩾ 1</math> мкм. Эти два процесса определяют равновесную температуру пылинок <math>T_d</math>, составляющую 10–30 К в межзвёздных облаках, 50–200 К в областях HII и 100–1000 К в околозвёздных оболочках, причём температура уменьшается при переходе от мелких пылинок к более крупным и от силикатных – к углеродным. В очень горячем газе, образовавшемся после вспышек сверхновых звёзд, нагрев пылинок определяется столкновительными процессами, а не радиационными. При этом <math>T_d</math> в основном зависит от концентрации газа. Стационарная модель определения температуры не подходит для очень мелких (радиусом <math>⩽ 0,01</math> мкм) и холодных (<math>T_d ⩽ 20K</math>) пылинок. Из-за малой теплоёмкости таких частиц их температура возрастает мгновенно при поглощении одного фотона, а затем спадает за время около нескольких секунд. Величина флуктуаций <math>T_d</math> может составлять 5–50 К.		Инфракрасное излучение практически всех космических объектов представляет собой излучение нагретой пыли. Пылинки поглощают ультрафиолетовое и видимое излучение звёзд и переизлучают его как чёрное тело на длинах волн <math>\lambda ⩾ 1</math> мкм. Эти два процесса определяют равновесную температуру пылинок <math>T_d</math>, составляющую 10–30 К в межзвёздных облаках, 50–200 К в [[области HII\|областях HII]] и 100–1000 К в околозвёздных оболочках, причём температура уменьшается при переходе от мелких пылинок к более крупным и от силикатных – к углеродным. В очень горячем газе, образовавшемся после вспышек сверхновых звёзд, нагрев пылинок определяется столкновительными процессами, а не радиационными. При этом <math>T_d</math> в основном зависит от концентрации газа. Стационарная модель определения температуры не подходит для очень мелких (радиусом <math>⩽ 0,01</math> мкм) и холодных (<math>T_d ⩽ 20K</math>) пылинок. Из-за малой теплоёмкости таких частиц их температура возрастает мгновенно при поглощении одного фотона, а затем спадает за время около нескольких секунд. Величина флуктуаций <math>T_d</math> может составлять 5–50 К.

	Непосредственно судить о химическом составе межзвездной пыли можно изучая её инфракрасные полосы в спектрах звёзд и межзвёздных облаков. Полосы поглощения наблюдаются в спектрах протозвёздных объектов, расположенных в молекулярных облаках, полосы излучения – в спектрах различных звёзд и туманностей. К началу 21 в. обнаружено более 100 полос в диапазоне длин волн от ⩾1 мкм до ≈90 мкм. Наиболее известна силикатная полоса с центром около ≈10 мкм, наблюдавшаяся в спектрах практически всех объектов – от комет до галактик. Она появляется в результате растяжения связи Si–O в аморфных оливинах или пироксенах. Многочисленные эмиссионные полосы кристаллических оливинов и пироксенов отождествлены в спектрах звёзд с пылевыми оболочками. В спектрах молекулярных облаков видны абсорбционные полосы льдов, из которых наиболее заметна полоса льда из H<sub>2</sub>O с центром около 3,1 мкм. На длинах волн <math>\lambda</math> = 3–12 мкм в спектрах многих объектов наблюдались узкие эмиссионные пики, связанные с растяжениями и изгибами связей C–C и C–H в очень мелких пылинках, состоящих из полициклических ароматических углеводородов.		Непосредственно судить о химическом составе межзвездной пыли можно изучая её инфракрасные полосы в спектрах звёзд и межзвёздных облаков. Полосы поглощения наблюдаются в спектрах протозвёздных объектов, расположенных в молекулярных облаках, полосы излучения – в спектрах различных звёзд и туманностей. К началу 21 в. обнаружено более 100 полос в диапазоне длин волн от ⩾1 мкм до ≈90 мкм. Наиболее известна силикатная полоса с центром около ≈10 мкм, наблюдавшаяся в спектрах практически всех объектов – от комет до галактик. Она появляется в результате растяжения связи Si–O в аморфных оливинах или пироксенах. Многочисленные эмиссионные полосы кристаллических оливинов и пироксенов отождествлены в спектрах звёзд с пылевыми оболочками. В спектрах молекулярных облаков видны абсорбционные полосы льдов, из которых наиболее заметна полоса льда из H<sub>2</sub>O с центром около 3,1 мкм. На длинах волн <math>\lambda</math> = 3–12 мкм в спектрах многих объектов наблюдались узкие эмиссионные пики, связанные с растяжениями и изгибами связей C–C и C–H в очень мелких пылинках, состоящих из полициклических ароматических углеводородов.

Aqui в 15:42, 30 апреля 2022

2022-04-30T15:42:50Z

← Предыдущая версия		Версия от 18:42, 30 апреля 2022
Строка 7:		Строка 7:
	Излучение, рассеянное межзвездной пылью, проявляется в виде свечения различных туманностей (диффузных, отражательных, биполярных, кометарных) или увеличенного свечения фона неба в области галактического экватора (диффузный галактический свет). В первом случае пылинки рассеивают излучение звёзд, расположенных поблизости, а во втором – всех звёзд Галактики. Характерная особенность рассеянного излучения – его поляризация. В некоторых случаях степень линейной поляризации может достигать 50–80%, круговой – 15–20%. Степень поляризации, а также поверхностная яркость туманностей и диффузного галактического света сильно зависят от взаимного расположения пылевого облака, освещающего источника и наблюдателя. Межзвездная пыль, расположенная вблизи луча зрения в направлении удалённых рентгеновских источников, рассеивает часть излучения в направлении наблюдателя, что ведёт к появлению диффузного гало вокруг точечных источников. Яркость рентгеновских гало больше для источников, расположенных ближе к плоскости Галактики, что отражает галактическое распределение пылевых облаков.		Излучение, рассеянное межзвездной пылью, проявляется в виде свечения различных туманностей (диффузных, отражательных, биполярных, кометарных) или увеличенного свечения фона неба в области галактического экватора (диффузный галактический свет). В первом случае пылинки рассеивают излучение звёзд, расположенных поблизости, а во втором – всех звёзд Галактики. Характерная особенность рассеянного излучения – его поляризация. В некоторых случаях степень линейной поляризации может достигать 50–80%, круговой – 15–20%. Степень поляризации, а также поверхностная яркость туманностей и диффузного галактического света сильно зависят от взаимного расположения пылевого облака, освещающего источника и наблюдателя. Межзвездная пыль, расположенная вблизи луча зрения в направлении удалённых рентгеновских источников, рассеивает часть излучения в направлении наблюдателя, что ведёт к появлению диффузного гало вокруг точечных источников. Яркость рентгеновских гало больше для источников, расположенных ближе к плоскости Галактики, что отражает галактическое распределение пылевых облаков.

	Инфракрасное излучение практически всех космических объектов представляет собой излучение нагретой пыли. Пылинки поглощают ультрафиолетовое и видимое излучение звёзд и переизлучают его как чёрное тело на длинах волн <math>\lambda ~~\geqslant~~ 1</math> мкм. Эти два процесса определяют равновесную температуру пылинок <math>T_d</math>, составляющую 10–30 К в межзвёздных облаках, 50–200 К в областях HII и 100–1000 К в околозвёздных оболочках, причём температура уменьшается при переходе от мелких пылинок к более крупным и от силикатных – к углеродным. В очень горячем газе, образовавшемся после вспышек сверхновых звёзд, нагрев пылинок определяется столкновительными процессами, а не радиационными. При этом <math>T_d</math> в основном зависит от концентрации газа. Стационарная модель определения температуры не подходит для очень мелких (радиусом <math>~~\leqslant~~ 0,01</math> мкм) и холодных (<math>T_d ~~\leqslant~~ 20K</math>) пылинок. Из-за малой теплоёмкости таких частиц их температура возрастает мгновенно при поглощении одного фотона, а затем спадает за время около нескольких секунд. Величина флуктуаций <math>T_d</math> может составлять 5–50 К.		Инфракрасное излучение практически всех космических объектов представляет собой излучение нагретой пыли. Пылинки поглощают ультрафиолетовое и видимое излучение звёзд и переизлучают его как чёрное тело на длинах волн <math>\lambda ⩾ 1</math> мкм. Эти два процесса определяют равновесную температуру пылинок <math>T_d</math>, составляющую 10–30 К в межзвёздных облаках, 50–200 К в областях HII и 100–1000 К в околозвёздных оболочках, причём температура уменьшается при переходе от мелких пылинок к более крупным и от силикатных – к углеродным. В очень горячем газе, образовавшемся после вспышек сверхновых звёзд, нагрев пылинок определяется столкновительными процессами, а не радиационными. При этом <math>T_d</math> в основном зависит от концентрации газа. Стационарная модель определения температуры не подходит для очень мелких (радиусом <math>⩽ 0,01</math> мкм) и холодных (<math>T_d ⩽ 20K</math>) пылинок. Из-за малой теплоёмкости таких частиц их температура возрастает мгновенно при поглощении одного фотона, а затем спадает за время около нескольких секунд. Величина флуктуаций <math>T_d</math> может составлять 5–50 К.

	Непосредственно судить о химическом составе межзвездной пыли можно изучая её инфракрасные полосы в спектрах звёзд и межзвёздных облаков. Полосы поглощения наблюдаются в спектрах протозвёздных объектов, расположенных в молекулярных облаках, полосы излучения – в спектрах различных звёзд и туманностей. К началу 21 в. обнаружено более 100 полос в диапазоне длин волн от ⩾1 мкм до ≈90 мкм. Наиболее известна силикатная полоса с центром около ≈10 мкм, наблюдавшаяся в спектрах практически всех объектов – от комет до галактик. Она появляется в результате растяжения связи Si–O в аморфных оливинах или пироксенах. Многочисленные эмиссионные полосы кристаллических оливинов и пироксенов отождествлены в спектрах звёзд с пылевыми оболочками. В спектрах молекулярных облаков видны абсорбционные полосы льдов, из которых наиболее заметна полоса льда из H<sub>2</sub>O с центром около 3,1 мкм. На длинах волн <math>\lambda</math> = 3–12 мкм в спектрах многих объектов наблюдались узкие эмиссионные пики, связанные с растяжениями и изгибами связей C–C и C–H в очень мелких пылинках, состоящих из полициклических ароматических углеводородов.		Непосредственно судить о химическом составе межзвездной пыли можно изучая её инфракрасные полосы в спектрах звёзд и межзвёздных облаков. Полосы поглощения наблюдаются в спектрах протозвёздных объектов, расположенных в молекулярных облаках, полосы излучения – в спектрах различных звёзд и туманностей. К началу 21 в. обнаружено более 100 полос в диапазоне длин волн от ⩾1 мкм до ≈90 мкм. Наиболее известна силикатная полоса с центром около ≈10 мкм, наблюдавшаяся в спектрах практически всех объектов – от комет до галактик. Она появляется в результате растяжения связи Si–O в аморфных оливинах или пироксенах. Многочисленные эмиссионные полосы кристаллических оливинов и пироксенов отождествлены в спектрах звёзд с пылевыми оболочками. В спектрах молекулярных облаков видны абсорбционные полосы льдов, из которых наиболее заметна полоса льда из H<sub>2</sub>O с центром около 3,1 мкм. На длинах волн <math>\lambda</math> = 3–12 мкм в спектрах многих объектов наблюдались узкие эмиссионные пики, связанные с растяжениями и изгибами связей C–C и C–H в очень мелких пылинках, состоящих из полициклических ароматических углеводородов.

Aqui: Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''[https://bigenc.ru/physics/text/2200017 '…»

2022-04-30T15:39:45Z

Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2200017 '…»

Новая страница

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2200017 ''Вощинников Н. В.'' МЕЖЗВЁЗДНАЯ ПЫЛЬ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2017); 30.04.2022.]</ref>

'''МЕЖЗВЁЗДНАЯ ПЫЛЬ''' – твёрдые частицы характерного размера от около 0,001 мкм до около 1 мкм, находящиеся в [[межзвёздная среда|межзвёздной среде]]; наиболее изученный компонент [[космическая пыль|космической пыли]]. Межзвездная пыль играет заметную роль в различных физических процессах, взаимодействуя с межзвёздным газом, электромагнитным излучением, космическими лучами и магнитными полями. В Галактике пространственные распределения межзвездной пыли и межзвёздного газа коррелируют, а соотношение межзвездной пыли и газа по массе в среднем составляет 0,7, изменяясь от приблизительно 0,4 до приблизительно 1. Наблюдательные проявления межзвездной пыли – [[межзвёздное поглощение света]] (межзвёздная экстинкция), межзвёздная поляризация излучения, рассеянное излучение, инфракрасное излучение в непрерывном спектре и инфракрасных полосах.

Явление межзвёздной поляризации излучения связано с линейным дихроизмом (линейная поляризация) и линейным двулучепреломлением (круговая поляризация) излучения в межзвёздной среде. Причина обоих эффектов – неодинаковое ослабление излучения с разной поляризацией ориентированными несферическими пылинками. Степень линейной поляризации достигает максимума, как правило, в видимой части спектра и уменьшается на больших и меньших длинах волн. Максимальная степень линейной поляризации <math>P_\text{макс}</math> обычно не превосходит 10% и коррелирует с межзвёздной экстинкцией: в среднем <math>P_\text{макс} \approx 3A_V</math>, где <math>A_V</math> – экстинкция в полосе <math>V</math>, выраженная в звёздных величинах. Наблюдается корреляция направлений поляризации на галактических масштабах: они выстроены достаточно однородно в тех направлениях, где луч зрения пересекает спиральный рукав, и имеют хаотическое распределение там, где луч зрения идёт вдоль спирального рукава. Это объясняется ориентацией несферических пылинок галактическими магнитными полями, направленными в среднем вдоль спиральных рукавов. Несферические пылинки вращаются вокруг осей, относительно которых их момент инерции максимален, и их оси близки к направлению силовых линий магнитного поля. Такая ориентация частиц возникает в случае механизма парамагнитной релаксации, когда в диэлектрические частицы вкраплены атомы металлов, придающие пылинкам парамагнитные свойства. Степень круговой межзвёздной поляризации обычно не превосходит 0,02–0,03%.

Излучение, рассеянное межзвездной пылью, проявляется в виде свечения различных туманностей (диффузных, отражательных, биполярных, кометарных) или увеличенного свечения фона неба в области галактического экватора (диффузный галактический свет). В первом случае пылинки рассеивают излучение звёзд, расположенных поблизости, а во втором – всех звёзд Галактики. Характерная особенность рассеянного излучения – его поляризация. В некоторых случаях степень линейной поляризации может достигать 50–80%, круговой – 15–20%. Степень поляризации, а также поверхностная яркость туманностей и диффузного галактического света сильно зависят от взаимного расположения пылевого облака, освещающего источника и наблюдателя. Межзвездная пыль, расположенная вблизи луча зрения в направлении удалённых рентгеновских источников, рассеивает часть излучения в направлении наблюдателя, что ведёт к появлению диффузного гало вокруг точечных источников. Яркость рентгеновских гало больше для источников, расположенных ближе к плоскости Галактики, что отражает галактическое распределение пылевых облаков.

Инфракрасное излучение практически всех космических объектов представляет собой излучение нагретой пыли. Пылинки поглощают ультрафиолетовое и видимое излучение звёзд и переизлучают его как чёрное тело на длинах волн <math>\lambda \geqslant 1</math> мкм. Эти два процесса определяют равновесную температуру пылинок <math>T_d</math>, составляющую 10–30 К в межзвёздных облаках, 50–200 К в областях HII и 100–1000 К в околозвёздных оболочках, причём температура уменьшается при переходе от мелких пылинок к более крупным и от силикатных – к углеродным. В очень горячем газе, образовавшемся после вспышек сверхновых звёзд, нагрев пылинок определяется столкновительными процессами, а не радиационными. При этом <math>T_d</math> в основном зависит от концентрации газа. Стационарная модель определения температуры не подходит для очень мелких (радиусом <math>\leqslant 0,01</math> мкм) и холодных (<math>T_d \leqslant 20K</math>) пылинок. Из-за малой теплоёмкости таких частиц их температура возрастает мгновенно при поглощении одного фотона, а затем спадает за время около нескольких секунд. Величина флуктуаций <math>T_d</math> может составлять 5–50 К.

Непосредственно судить о химическом составе межзвездной пыли можно изучая её инфракрасные полосы в спектрах звёзд и межзвёздных облаков. Полосы поглощения наблюдаются в спектрах протозвёздных объектов, расположенных в молекулярных облаках, полосы излучения – в спектрах различных звёзд и туманностей. К началу 21 в. обнаружено более 100 полос в диапазоне длин волн от ⩾1 мкм до ≈90 мкм. Наиболее известна силикатная полоса с центром около ≈10 мкм, наблюдавшаяся в спектрах практически всех объектов – от комет до галактик. Она появляется в результате растяжения связи Si–O в аморфных оливинах или пироксенах. Многочисленные эмиссионные полосы кристаллических оливинов и пироксенов отождествлены в спектрах звёзд с пылевыми оболочками. В спектрах молекулярных облаков видны абсорбционные полосы льдов, из которых наиболее заметна полоса льда из H<sub>2</sub>O с центром около 3,1 мкм. На длинах волн <math>\lambda</math> = 3–12 мкм в спектрах многих объектов наблюдались узкие эмиссионные пики, связанные с растяжениями и изгибами связей C–C и C–H в очень мелких пылинках, состоящих из полициклических ароматических углеводородов.

Наблюдения межзвёздных ультрафиолетовых линий поглощения различных атомов и ионов показывают, что содержание многих химических элементов в межзвёздном газе меньше их среднего содержания в космических объектах. Обычно предполагается, что отсутствующие в газовой фазе элементы были израсходованы в процессе образования и роста пылевых частиц. Таким образом, данные о содержании различных элементов позволяют судить о химическом составе межзвездной пыли. Пылинки в основном состоят из углерода, кислорода, магния, кремния и железа, причём последние три элемента в межзвёздной среде почти полностью находятся в твёрдой фазе. Тем не менее, массы пылевого межзвёздного вещества не хватает для объяснения наблюдаемой межзвёздной экстинкции. Поэтому часто используют модели пылинок в виде пористых агрегатов, в которых объёмная доля вакуума составляет до 50% и более.

== Литература статьи Большой российской энциклопедии ==

* ''Гринберг М.'' Межзвездная пыль. М., 1970.
* ''Krügel E.'' The physics of interstellar dust. Bristol, 2003.
* ''Whittet D. C. B.'' Dust in the galactic environments. Bristol, 2003.
* Astromineralogy / Ed. Th. Henning. B.; N. Y., 2003.
* Cosmic dust: near and far / Ed. Th. Henning a. o. S. F., 2009.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2022.04.30]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]