Редактирование: Межзвёздная пыль
Перейти к навигации
Перейти к поиску
Правка может быть отменена. Пожалуйста, просмотрите сравнение версий ниже, чтобы убедиться, что это нужная вам правка, и запишите страницу ниже, чтобы отменить правку.
| Текущая версия | Ваш текст | ||
| 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 | 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. | ||