Редактирование: Межзвёздная пыль

Перейти к навигации Перейти к поиску
Внимание: Вы не вошли в систему. Ваш IP-адрес будет общедоступен, если вы запишете какие-либо изменения. Если вы войдёте или создадите учётную запись, её имя будет использоваться вместо IP-адреса, наряду с другими преимуществами.

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 [[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.
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.
Пожалуйста, учтите, что любой ваш вклад в проект «Altermed Wiki» может быть отредактирован или удалён другими участниками. Если вы не хотите, чтобы кто-либо изменял ваши тексты, не помещайте их сюда.
Вы также подтверждаете, что являетесь автором вносимых дополнений, или скопировали их из источника, допускающего свободное распространение и изменение своего содержимого (см. Amwiki:Авторские права). НЕ РАЗМЕЩАЙТЕ БЕЗ РАЗРЕШЕНИЯ ОХРАНЯЕМЫЕ АВТОРСКИМ ПРАВОМ МАТЕРИАЛЫ!


Быстрая вставка: «» „“ | {{}} [[]] [] [[|]] {{|}} {{подст:}} <br> &nbsp; #REDIRECT [[]] [[Категория:]] {{DEFAULTSORT:}} [[Участник:]] {{u|}} {{ping|}} {{D-|}} [[d:|]] ~~~~

__NOTOC__ __TOC__ __FORCETOC__   [[ ()|]] [[ (фильм)|]] {{commonscat|}} [[wikt:]] [[Special:Diff/|]] [[Special:Permalink/|]] [[Special:Contributions/]]

Теги: <></> <!-- --> <blockquote></blockquote> <center></center> <code></code> <code><nowiki></nowiki></code> <gallery></gallery> <includeonly></includeonly> <math></math> <noinclude></noinclude> <nowiki></nowiki> <onlyinclude></onlyinclude> <poem></poem> <pre></pre> <s></s> <small></small> <syntaxhighlight lang=""></syntaxhighlight> <sub></sub> <sup></sup>

Разделы: == ==   === ===   === Итог ===  {{подст:Служебные разделы}}   == См. также ==   == Примечания == {{примечания}}  == Литература ==   == Ссылки ==

Шаблоны: {{tl|}} {{cl|}} {{clear}} {{lang-en|}} {{ref-en}} {{s|}} {{неоднозначность}} {{викифицировать}} {{переработать}} {{достоверность}} {{rq|}} {{div col}}{{div col end}} {{нет иллюстраций}} {{нарушение авторских прав|url=}} {{подст:L}} {{подст:предложение к удалению}} {{подст:короткая статья}} {{подст:перелить|}} {{закрыто}}{{закрыто-конец}} {{начало цитаты}}{{конец цитаты|источник=}} {{перенесено с||~~~~}} {{перенесено на||~~~~}} {{hello}}~~~~

Источники: <ref></ref> <ref name=""></ref> <ref name="" /> {{ref+||group=""}} {{подст:АИ}} {{подст:АИ2|}} {{подст:не АИ}} {{подст:отсутствие источников}} {{подст:отсутствие источников в разделе}} {{нет в источнике}}

Символы: ~ # @ § · ¡ ¿ \ ½ ¼ ¾ ± × ÷ ° ^ ¹ ² ³ £ ¥ $ ¢ © ® {{подст:ударение}}

Греческий алфавит: Α α Β β Γ γ Δ δ Ε ε Ζ ζ Η η Θ θ Ι Ϊ ι ϊ Κ κ Λ λ Μ μ Ν ν Ξ ξ Ο ο Π π Ρ ρ Σ σ ς Τ τ Υ Ϋ υ ϋ Φ φ Χ χ Ψ ψ Ω ω

Не копируйте тексты с других сайтов (исключения). Материалы, нарушающие авторские права, будут удалены. Убедитесь, что ваши правки основаны на данных, поддающихся проверке, и ссылайтесь на источники. Правьте смело, но для тестирования, пожалуйста, используйте «песочницу».

Шаблон, используемый на этой странице: