Поглощение и рассеяние света межзвездной средой

Введение

Межзвездное поглощение и рассеяние света

В астрономии, поглощение — это поглощение и рассеяние электромагнитного излучения пылью и газом между излучающим астрономическим объектом и наблюдателем. Межзвездное поглощение было впервые задокументировано как таковое в 1930 году Робертом Джулиусом Трамплером. Однако его эффекты были отмечены еще в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве, а влияние на цвета звезд было замечено рядом исследователей, которые не связали это с общим присутствием галактической пыли. Для звезд, расположенных вблизи плоскости Млечного Пути и находящихся в пределах нескольких тысяч парсек от Земли, поглощение в визуальной области спектра (фотометрическая система) составляет примерно 1,8 звездных величин на килопарсек. Для земных наблюдателей поглощение возникает как из межзвездной среды, так и из атмосферы Земли; оно также может быть вызвано околозвездной пылью вокруг наблюдаемого объекта. Сильное поглощение в атмосфере Земли в некоторых диапазонах длин волн (таких как рентгеновские лучи, ультрафиолетовые и инфракрасные) преодолевается использованием космических обсерваторий. Поскольку синий свет ослабляется значительно сильнее, чем красный, поглощение приводит к тому, что объекты кажутся краснее, чем следовало бы ожидать; это явление называется межзвездным покраснением.

Межзвездный красный цвет

Межзвездное покраснение – это явление, связанное с межзвездным поглощением, при котором спектр электромагнитного излучения от источника меняет свои характеристики по сравнению с тем, что объект излучал изначально. Покраснение происходит из-за рассеяния света пылью и другими частицами в межзвездной среде. Межзвездное покраснение отличается от красного смещения, которое представляет собой пропорциональное изменение частоты спектра без искажения формы. Покраснение избирательно удаляет фотоны с более короткой длиной волны из излучаемого спектра, оставляя фотоны с большей длиной волны, при этом спектроскопические линии остаются неизменными. В большинстве фотометрических систем используются фильтры (пропускные полосы), показания которых могут учитывать такие наземные факторы, как широта и влажность. Межзвездное покраснение эквивалентно "цветному избытку", определяемому как разница между наблюдаемым цветовым индексом объекта и его истинным цветовым индексом (иногда называемым нормальным цветовым индексом). Последний представляет собой теоретическое значение, которое объект имел бы, если бы на него не действовало поглощение. В системе UBV, разработанной в 1950-х годах, и ее ближайших аналогах, цветной избыток объекта связан с цветом B–V объекта (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

Для звезды главной последовательности типа A0 (обладающей средней длиной волны и температурой среди звезд главной последовательности) цветовые индексы калибруются на уровне 0, исходя из показаний для такой звезды (± точно 0,02 в зависимости от конкретной спектральной точки, то есть точной пропускной полосы в сокращенном названии цвета, см. раздел "Цветовой индекс"). Затем сравниваются путем вычитания как минимум две и до пяти измеренных величин в различных пропускных полосах: U, B, V, I или R, в результате чего рассчитывается и вычитается цветной избыток, вызванный поглощением. Названия четырех суб-индексов (R минус I и т.д.) и порядок вычитания перекалиброванных величин соответствуют последовательности справа налево.

Общие характеристики

Межзвездное покраснение происходит из-за того, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает синий свет больше, чем красный, из-за чего звезды кажутся краснее, чем они есть на самом деле. Это аналогично эффекту, наблюдаемому, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют красным закатам. В целом, межзвездное поглощение наиболее сильно на коротких длинах волн и обычно наблюдается с использованием методов спектроскопии. Поглощение приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются линии поглощения (диапазоны длин волн, где интенсивность понижена), имеющие различное происхождение и способные дать информацию о химическом составе межзвездной среды, например, пылевых зерен. Известные линии поглощения включают в себя 2175 Å bump, диффузные межзвездные полосы, 3,1 мкм линию водяного льда и 10 и 18 мкм линии силикатов. В окрестностях Солнца скорость межзвездного поглощения в полосе Джонсона–Кузинса V (визуальный фильтр), усредненная на длине волны 540 нм, обычно принимается равной 0,7–1,0m/кпк – просто среднее значение из-за неоднородности межзвездной пыли. В общем случае это означает, что яркость звезды уменьшается примерно в два раза в V-диапазоне при наблюдении с хорошего места на ночном небе на Земле за каждый килопарсек (3260 световых лет) расстояния до нее. Величина поглощения может быть значительно выше в определенных направлениях. Например, некоторые области Галактического центра заполнены очевидной темной пылью из нашего спирального рукава (и, возможно, других) и сами находятся в плотном ядре, вызывая поглощение более 30m в оптическом диапазоне, что означает, что через них проходит менее одного оптического фотона из 1012. Это приводит к зоне избегания, где наше видение внегалактического неба сильно затруднено, и фоновые галактики, такие как Dwingeloo 1, были обнаружены лишь недавно с помощью радио- и инфракрасных наблюдений. Общая форма кривой поглощения в ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном диапазонах (0,125–3,5 мкм) (график поглощения в зависимости от длины волны, часто инвертированный), при взгляде с нашей точки зрения на другие объекты в Млечном Пути, достаточно хорошо характеризуется параметром относительной видимости (такого видимого света) R(V) (который различается в разных направлениях), но известны отклонения от этой характеристики. Расширение закона поглощения в средневолновый инфракрасный диапазон затруднено из-за отсутствия подходящих объектов и различных вкладов линий поглощения. R(V) сравнивает полное и избирательное поглощение. Это A(V)/E(B–V). Иными словами, это полное поглощение A(V), деленное на избирательное поглощение (A(B)–A(V)) на этих двух длинах волн (в полосах). A(B) и A(V) – это полное поглощение в полосах фильтров B и V. Другая величина, используемая в литературе, – это абсолютное поглощение A(λ)/A(V) на длине волны λ, сравнивающее полное поглощение на этой длине волны с полным поглощением в V-диапазоне. Известно, что R(V) коррелирует со средним размером пылевых зерен, вызывающих поглощение. Для Галактики Млечный Путь типичное значение R(V) равно 3,1, но оно значительно варьируется в зависимости от направления. Следовательно, при вычислении космических расстояний может быть полезно перейти к звездным данным в ближнем инфракрасном диапазоне (где фильтр или полоса пропускания Ks является стандартной), где вариации и величина поглощения значительно меньше, а подобные соотношения для RKs составляют 0,49±0,02 и 0,528±0,015, полученные независимыми группами. Эти два более современных результата существенно отличаются от обычно цитируемого исторического значения ≈0,7. Была установлена приблизительная связь между NH и A(V): (см. также:). Астрономы определили трехмерное распределение поглощения в "солнечном круге" (нашей области Галактики), используя видимые и ближние инфракрасные звездные наблюдения и модель распределения звезд. Пыль, вызывающая поглощение, в основном лежит вдоль спиральных рукавов, как это наблюдается в других спиральных галактиках.

Interstellar reddening occurs because interstellar dust absorbs and scatters blue light waves more than red light waves, making stars appear redder than they are. This is similar to the effect seen when dust particles in the atmosphere of Earth contribute to red sunsets. Broadly speaking, interstellar extinction is strongest at short wavelengths, generally observed by using techniques from spectroscopy. Extinction results in a change in the shape of an observed spectrum. Superimposed on this general shape are absorption features (wavelength bands where the intensity is lowered) that have a variety of origins and can give clues as to the chemical composition of the interstellar material, e. g. dust grains. Known absorption features include the 2175 Å bump, the diffuse interstellar bands, the 3.1 μm water ice feature, and the 10 and 18 μm silicate features. In the solar neighborhood, the rate of interstellar extinction in the Johnson–Cousins V band (visual filter) averaged at a wavelength of 540 nm is usually taken to be 0.7–1.0 mag/kpc−simply an average due to the clumpiness of interstellar dust. In general, however, this means that a star will have its brightness reduced by about a factor of 2 in the V band viewed from a good night sky vantage point on earth for every kiloparsec (3,260 light years) it is farther away from us. The amount of extinction can be significantly higher than this in specific directions. For example, some regions of the Galactic Center are awash with obvious intervening dark dust from our spiral arm (and perhaps others) and themselves in a bulge of dense matter, causing as much as more than 30 magnitudes of extinction in the optical, meaning that less than 1 optical photon in 1012 passes through. This results in the zone of avoidance, where our view of the extra galactic sky is severely hampered, and background galaxies, such as Dwingeloo 1, were only discovered recently through observations in radio and infrared. The general shape of the ultraviolet through near infrared (0.125 to 3.5 μm) extinction curve (plotting extinction in magnitude against wavelength, often inverted) looking from our vantage point at other objects in the Milky Way, is fairly well characterized by the stand alone parameter of relative visibility (of such visible light) R(V) (which is different along different lines of sight), but there are known deviations from this characterization. Extending the extinction law into the mid infrared wavelength range is difficult due to the lack of suitable targets and various contributions by absorption features. R(V) compares aggregate and particular extinctions. It is A(V)/E(B−V). Restated, it is the total extinction, A(V) divided by the selective total extinction (A(B)−A(V)) of those two wavelengths (bands). A(B) and A(V) are the total extinction at the B and V filter bands. Another measure used in the literature is the absolute extinction A(λ)/A(V) at wavelength λ, comparing the total extinction at that wavelength to that at the V band. R(V) is known to be correlated with the average size of the dust grains causing the extinction. For the Milky Way Galaxy, the typical value for R(V) is 3.1, but is found to vary considerably across different lines of sight. As a result, when computing cosmic distances it can be advantageous to move to star data from the near infrared (of which the filter or passband Ks is quite standard) where the variations and amount of extinction are significantly less, and similar ratios as to R(Ks): 0.49±0.02 and 0.528±0.015 were found respectively by independent groups. Those two more modern findings differ substantially relative to the commonly referenced historical value ≈0.7. found the relationship between NH and A(V) to be approximately:

(see also:). Astronomers have determined the three dimensional distribution of extinction in the "solar circle" (our region of our galaxy), using visible and near infrared stellar observations and a model of distribution of stars. The dust causing extinction mainly lies along the spiral arms, as observed in other spiral galaxies.

Измерение вымирания в сторону объекта

Для измерения кривой поглощения звезды, спектр звезды сравнивается с наблюдаемым спектром похожей звезды, о которой известно, что она не подвержена поглощению (не покрасневшей). Также возможно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого для сравнения, но это встречается реже. В случае эмиссионных туманностей обычно рассматривают отношение двух эмиссионных линий, на которые не должны влиять температура и плотность в туманности. Например, отношение интенсивности эмиссии водорода альфа к водороду бета обычно составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, характерных для туманностей. Таким образом, отношение, отличное от 2,85, должно быть вызвано поглощением, и величину поглощения можно вычислить.

Особенность 2175-ангстром

Одной из заметных особенностей измеренных кривых поглощения для многих объектов в пределах Млечного Пути является широкий "пик" около 2175 Å, находящийся в ультрафиолетовой области электромагнитного спектра. Эта особенность была впервые обнаружена в 1960-х годах, но ее происхождение до сих пор недостаточно хорошо изучено. Было предложено несколько моделей для объяснения этого пика, включающих графитовые зерна с примесью молекул ПАУ. Исследования межзвездных зерен, заключенных в межпланетные пылевые частицы (IDP), выявили эту особенность и идентифицировали переносчик как органический углерод и аморфные силикаты, присутствующие в зернах.

Кривые вымирания других галактик

[[Файл:Межзвездные кривые поглощения в локальной группе.png|thumb|right|График, показывающий средние кривые поглощения для Млечного Пути, LMC2, LMC и SMC Bar. В SMC наблюдается более выраженная вариация: отсутствует отметка при 2175 Å и наблюдается очень сильное поглощение в дальней ультрафиолетовой области в звездообразующем Баре, в то время как в более спокойном Крыле наблюдается довольно нормальное ультрафиолетовое поглощение. Это дает представление о составе межзвездной среды в различных галактиках. Ранее считалось, что различия в средних кривых поглощения в Млечном Пути, LMC и SMC обусловлены разной металличностью этих галактик: металличность LMC составляет около 40% от металличности Млечного Пути, а SMC – около 10%. Однако обнаружение кривых поглощения как в LMC, так и в SMC, схожих с кривыми, наблюдаемыми в Млечном Пути, и обнаружение в Млечном Пути кривых, напоминающих те, что наблюдаются в сверхоболочке LMC2 в LMC и в SMC Bar, привело к новой интерпретации. Изменения кривых, наблюдаемые в Магеллановых Облаках и Млечном Пути, могут быть вызваны воздействием звездообразования на пылевые зерна вблизи них. Эта интерпретация подтверждается исследованиями галактик, переживающих вспышки звездообразования, которые показывают отсутствие отметки при 2175 Å в их пыли.

Атмосферное вымирание

Атмосферное поглощение придает восходящему или заходящему Солнцу оранжевый оттенок и изменяется в зависимости от местоположения и высоты. Астрономические обсерватории, как правило, способны очень точно характеризовать локальную кривую поглощения, чтобы корректировать наблюдения с учетом этого эффекта. Тем не менее, атмосфера полностью непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутников для проведения наблюдений. Это поглощение имеет три основных компонента: рассеяние Рэлея молекулами воздуха, рассеяние частицами и молекулярное поглощение. Молекулярное поглощение часто называют телурическим поглощением, поскольку оно вызвано Землей (телурический является синонимом земного). Наиболее важными источниками телурического поглощения являются молекулярный кислород и озон, которые сильно поглощают излучение вблизи ультрафиолетового диапазона, и вода, которая сильно поглощает в инфракрасном диапазоне. Величина этого поглощения минимальна в зените наблюдателя и максимальна вблизи горизонта. Звезда, желательно находящаяся в солнечной оппозиции, достигает своей максимальной небесной высоты и оптимального времени для наблюдения, когда она находится вблизи местного меридиана около солнечной полуночи, и если звезда имеет благоприятное склонение (то есть, близкое к широте наблюдателя); таким образом, сезонное время, обусловленное осевым наклоном, играет ключевую роль. Поглощение приближенно рассчитывается путем умножения стандартной кривой атмосферного поглощения (построенной для каждой длины волны) на среднюю воздушную массу, рассчитанную за время наблюдения. Сухая атмосфера значительно уменьшает инфракрасное поглощение.