ЗАВИСИМОСТЬ ОСЛАБЛЕНИЯ СВЕТА ПЫЛЬЮ ОТ ДЛИНЫ ВОЛНЫ

Возрастание с на рис. 139 говорит о том, что эффективность частиц при рассеянии растет с убыванием длины волны (ибо ). График на рис. 139 показывает, что при малых а увеличение Q с идет быстро при убывании X у диэлектриков и гораздо медленнее у металлов. Можно считать, что у диэлектриков при малых а возрастает как , а у металлов — или При больших и у диэлектриков При очень больших размерах частиц зависимость от исчезает. Хотя при этом достигается наибольшее значение поперечного сечения, большие размеры частиц не годятся при объяснении межзвездного поглощения, потому что для этого потребуется очень большая масса пылевого вещества в пространстве между звездами, недопустимо большая сточки зрения звездной астрономии. Наоборот, с уменьшением размеров частиц суммарная площадь их поперечных сечений на единицу массы растет, но при встрече с очень малыми частицами свет вследствие дифракции огибает их и они перестают его задерживать. График на рис. 139 наглядно показывает, какие размеры частиц наиболее эффективны при рассеянии. Это — железные пылинки при размерах, меньших 0,1 мкм, диэлектрические — при радиусе, близком к сделать выбор между железными и диэлектрическими пылинками, следует установить из наблюдений зависимость ослабления света звезд от межзвездного рассеяния в функции .

Возможны два способа — спектрофотометрический и колориметрический. Специально поставленные спёктрофотометрические наблюдения показали, что в звездах, свет которых подвергался рассеянию межзвездными частицами, по сравнению со звездами, свободными от этого, коротковолновый участок спектра ослаблен сильнее и именно пропорционально .

Рис. 140. Межзвездное ослабление света в ультрафиолетовых лучах по определениям Стекеро разности звездных величин звезд , выполненным с телескопом на заатмосферной ракете. Измеренные умножены на 3,57, чтобы разность нормализовать к . Кривая в левой части рисунка проведена по определениям в области длин волн от 0,4 до 1 мкм, сделанным ранее

Нетрудно предвидеть, какой это должно дать колориметрический эффект — такие звезды должны выглядеть более желтыми (или более красными), чем близкие звезды, свободные от рассматриваемого эффекта, что фактически и наблюдается. Уже давно известны слабые (т. е. удаленные) звезды спектрального класса В, имеющие совершенно желтый цвет, т. е. цвет звезд класса G. Это — крайность, а в общем случае от эффектов межзвездного ослабления у звезд появляется избыток цвета (колор-эксцесс), определяемый как разность показателей цвета звезды, ослабленной межзвездным рассеянием (показатель С) и свободной от этого звезды, обладающей нормальным для своего спектра цветом (КПА 446):

Сказанное хорошо иллюстрируется рис. 140, показывающим разность звездных величин двух звезд — и Персея, — расположенных на небе рядом, но одна из них — Персея — очень далекий сверхгигант , а другая — Персея — близкий карлик (В0, 5 V). Их температуры приблизительно одинаковы, так что разность должна держаться на одном уровне с небольшой тенденцией к уменьшению в сторону длинных волн. Однако рисунок показывает, что в фиолетовой и ультрафиолетовой областях эта разность становится очень большой. Ход с немонотонный, что связано с включением новых полос проводимости у рассеивающих частиц, а в области 1200—1100 А включаются также молекулярные и атомные источники рассеяния.

Показатели цвета, взятые по излучению в различных участках спектра вместе с шестицветной колориметрией звезд (КПА 374), также приводят к зависимости межзвездного ослабления света от длины волны приблизительно пропорционально .