ГЛАВА VI. ДИФФУЗНОЕ ВЕЩЕСТВО В ПРОСТРАНСТВЕ

Вещество, сконцентрированное в звездах, не исчерпывает всех видов космического вещества. Пространство между звездами содержит вещество в рассеянном состоянии, в виде газа и пыли, плотность которых может быть весьма различной, но всегда очень низкой, порядков на 20 ниже, чем в звездах. Только относительно более плотные сгущения межзвездного вещества доступны простым средствам астрономического исследования: таковы туманности — светлые и темные, легко обнаруживаемые на фотографиях звездного неба (рис. 138). Об остальных формах мы узнаем часто косвенным путем или из специальных, методически тонких наблюдений.

Рис. 138. Туманность «Америка» и туманность «Пеликан». Эти газовые туманности сочетаются с пылевыми туманностями, выдающими себя как бедные звездами «угольные мешки» на ярком фоне ничем не экранируемого звездного поля. Справа — передержанное изображение звезды Cyg (фотография получена в Энгельгардтовской обсерватории)

Благодаря огромному объему пространства между звездами в нем даже при очень низкой плотности межзвездного вещества (порядка г/см3) содержатся сравнимые количества вещества, как звездного, так и межзвездного (примерно 92 и 8 % по массе).

Из того, что мы узнали в предыдущих главах, следует, что звезды и окружающая их межзвездная среда находятся в постоянном взаимодействии. Мы видели многочисленные примеры выброса вещества из звезд (в том числе из Солнца). Нередко это вещество остается в околозвездном пространстве, но столь же нередко оно уходит в межзвездное пространство. Примеров противоположного явления мы почти не знаем, но теоретическая возможность конденсации межзвездного вещества в звезды не подлежит сомнению и уже рассматривалась нами в проблеме эволюции звезд на начальной стадии.

В этом аспекте представляет большую важность изучение самых разнообразных характеристик межзвездного вещества: плотности, температуры, химического состава, физического состояния и т. п.

Мы будем отдельно рассматривать пыль и газ в межзвездном пространстве, хотя они обычно встречаются вместе и как единый галактический субстрат, и как сгущения — газово-пылевые облака

§ 26. МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПЫЛЬ

ВЫСОКАЯ СПОСОБНОСТЬ ПЫЛИ ЗАДЕРЖИВАТЬ ПРОХОДЯЩИЙ СВЕТ

Пыль в межзвездном пространстве обнаруживает себя через рассеяние и поглощение света звезд, а также через поляризацию его. Особенно велика способность рассеивать и поглощать свет у мелких твердых частиц, имеющих размеры около 1 мкм. В этом легко убедиться, произведя расчет суммарного поперечного сечения мелких частиц, общая масса которых невелика. Пусть мы имеем 1 г железных пылинок шаровой формы радиусом а. Число N таких пылинок определится из равенства

где — плотность железа, а их суммарная поверхность будет

Отсюда находим — например, при радиусе частиц — для величины S значение около , т. е. если расположить эти пылинки в трубке с поперечным сечением в 1 см2, то просвет трубки они перекроют 1000 раз! Для параллельного пучка лучей это тысячекратное перекрытие, или полная светонепроницаемость, будет сохраняться и в том случае, если мы распределим 1 г железной пыли в столбике длиной 1000 пк, т. е. . При поперечном сечении 1 см2 это дает плотность вещества .

Фактически эффективность пыли еще выше, так как при достаточно больших размерах (но не во много раз больших длины волны) твердая частица имеет эффективное сечение для ослабления света вдвое больше, чем геометрическое сечение. Этот, на первый взгляд непонятный факт основывается на том, что такая частица двояким образом задерживает свет, распространяющийся прямо от источника к наблюдателю: простым экранированием (так сказать, заслоняя его) и дифракцией у краев. В первом процессе свет поглощается, преломляется, отражается. Поглощение приводит к нагреванию частицы, и затраченная на него энергия полностью выбывает из рассматриваемого явления (кроме того, что она впоследствии переизлучается нагретой частицей). Беспорядочное преломление и отражение создают рассеяние света по всем направлениям, так что в направлении геометрического луча остается уменьшенное значение потока. В втором процессе свет уклоняется от геометрического луча в общем незначительно, а количественно из потока в данном направлении изымается столько же, сколько задерживается геометрическим загораживанием света. Если бы между звездой и телескопом было много таких достаточно крупных частиц, мы наблюдали бы вокруг точечной звезды ореол дифракционного происхождения. Дефицит светового потока, наблюдаемого в изображении звезды, равнялся бы потоку, задержанному дважды суммированной площадью поперечного сечения всех частиц, а дефицит потока в изображении звезды вместе с ее дифракционным ореолом равнялся бы потоку, задержанному однажды суммированной площадью сечения всех частиц.

При переходе к мелким частицам мы встречаемся с более сложной зависимостью рассеяния света от размеров рассеивающих частиц. Основным параметром, определяющим рассеяние, оказывается

в связи с чем появляется зависимость ослабления света от длины волны проходящего света.

Итак, при эффективное поперечное сечение частицы для рассеяния (имеется в виду отношение сечения истинного к геометрическому); для частиц меньшего размера получается сложная зависимость функции Q от параметра а, разная у диэлектриков и металлов, потому что электромагнитная волна, встречаясь с металлической частицей, индуцирует в ней электрический ток, а омическое сопротивление току приводит к возникновению джоулевой теплоты за счет электромагнитной энергии, т. е. происходит поглощение света, тогда как диэлектрическая частица лишь рассеивает свет. При прочих равных условиях металлические частицы ослабляют падающий свет сильнее, чем диэлектрические. Это видно из рис. 139, дающего ход функции Q(a) в нескольких вариантах.

Теория рассеяния света на частицах различной природы и разной формы разработана в настоящее время достаточно хорошо, особенно для сферических частиц на основе электромагнитной теории света (теория Ми). Вытекающие из нее результаты показаны на рис. 139.

Зависимость поперечного сечения для ослабления света от длины волны Я легко проследить по графику рис. 139 следующим образом: проводим касательную к кривой Q(а) и определяем

Далее получим такое равенство:

потому что . Теперь для коэффициента рассеяния k (он подобен коэффициенту и, введенному в § 2 только для случая рассеяния, хотя оно может сопровождаться и поглощением, как сказано выше; мы можем подобрать такую формулу:

потому что коэффициент есть не что иное, как суммирование для всех частиц, лежащих на пути исследуемого светового луча.

Рис. 139. Функция рассеяния Q(а) для малых металлических и диэлектрических шаров радиуса