ПРАКТИЧЕСКОЕ ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОБЩЕГО ОСЛАБЛЕНИЯ СВЕТА в ЗАДАННОМ НАПРАВЛЕНИИ

Что касается общего ослабления света в том или ином участке спектра, то оно выводится из сопоставления различных звездноастрономических данных, например, из сравнения значений абсолютной величины звезды М, полученных по спектру (см. § 8) и по измеренному каким-либо способом рассеянию. Применяя к межзвездному ослаблению уже знакомое нам понятие оптической толщины

(k — коэффициент ослабления, рассчитанный на 1 г вещества), в которой происходит ослабление в

и беря средние значения k и р, находим интенсивность света звезды

в зависимости от неослабленной интенсивности . Такие же изменения претерпевают поток и его плотность, т. е. освещенность от звезды на поверхности Земли. Поэтому блеск звезды будет ослаблен на величину , где

    (26.10)

выражает ослабление на единице расстояния. В качестве последней берут обычно 1 кпк=1000 пк, для чего соответственно увеличивают коэффициент k.

Итак, неискаженная звездная величина звезды была бы

    (26.11)

где m — наблюдаемая звездная величина. Применим теперь формулу (10.30) КПА для нахождения абсолютной звездной величины

    (26.12)

так как а здесь должно быть выражено в парсеках. С учетом этого обстоятельства подставляем выражение из (26.11) в (26.12):

    (26.13)

Если М известна из спектральных характеристик звезды, а определено каким-либо из известных в астрономии методов (конечно, не спектральным), то А легко определяется.

Выводимое в настоящее время в звездной астрономии значение в среднем лежит в пределах от до . Оно значительно больше в направлениях, близких к галактической плоскости, где достигает в среднем , но в иных направлениях может быть гораздо меньше, например . Разнообразие значений А соответствует тому факту, что пыль не лежит в нашей звездной системе некоторым сплошным слоем, а располагается отдельными сгущениями — облаками. Для правильного учета ослабления света звезд, производимого пылью; лучше всего пользоваться приблизительным постоянством отношения

так как избыток цвета Е — величина, сравнительно легко определяемая путем наблюдений. Именно наблюдения дают отношение

    (26.15)

где — общее поглощение в визуальных лучах. Для поглощения в фотографических лучах

    (26.16)

К сожалению, оба приведенных значения у сильно изменяются от одного места Млечного Пути к другому. Здесь Е — избыток цвета в интернациональной системе показателей цвета.

Каких крайних значений могут достигать значения и в отдельных направлениях, видно из следующего примера. Неподалеку от обнаружена звезда (VI ) спектр которой . Фотометрические измерения ее дали . Нормально звезда имеет (КПА, рис. 201)

Следовательно, избыток цвета В—V равен и по формуле (26.15) полное визуальное поглощение ! Если бы не это поглощение, рассматриваемая звезда была бы почти столь же яркой , как Денеб — Лебедя .