Межзвездное поглощение

Cтраница 2

Распределение межзвездной линейной поляризации в Галактике. Длина черточек пропорциональна степени наблюдаемой поляризации. Кружочками обозначены звезды с нулевой поляризацией. Дуговые линии показывают ход силовых линий межзвездного магнитного поля, которые, по данным оптической поляризации, сходятся в точках с галактическими координатами. 1 S9, Ь О и J 219, 6 0.| Наблюдаемые и теоретические зависимости Р ( А. и ч ( Х для звезды oSco. Кривые-результаты расчетов для модели цилиндрических частиц с показателями преломления т 1 5 ( точки и m 1 5 - 0 li ( штриховые. [16]

Пылевые частицы воздействуют на мн. Их присутствие проявляется как прямо, так и косвенно. Пылинки ослабляют излучение далеких звезд ( см. Межзвездное поглощение), изменяя его спектральный состав и состояние поляризации. [17]

В настоящее время параметры планетарных туманностей, полученные по наблюдения РРЛ, показывают близкое соответствие с физическими условиями и расстояниями, определенными другими методами. Это является хорошей основой для будущих наблюдений на более чувствительных радиотелескопах. Важнейшим премуществом РРЛ, как уже говорилось выше, является то, что в отличие от оптических линий РРЛ не подвержены воздействию межзвездного поглощения. [18]

Область длин волн 1 - 0 3 мкм ( или 10 000 - 3000 А, или 1000 - 300 нм) - это классический оптический диапазон, в котором до 1945 г. велись практически все астрономические наблюдения. При 0 3 мкм атмосферное поглощение снова становится значительным, на этот раз из-за кислорода, азота и озона. На существенно более коротких длинах волн астрономические наблюдения могут вестись только с ракет или спутников. На волнах короче 0 1 мкм трудно наблюдать объекты, находящиеся далеко за пределами Солнечной системы, из-за межзвездного поглощения водородом и гелием, связанного с их фотоионизацией. [19]

В этих спектрах имеются особенности, которые определенно могут быть приписаны поглощению в межзвездной среде. Помимо ряда свободных атомов, в межзвездной среде были однозначно идентифицированы радикалы СН, СН, CN и ОН. Концентрация их, конечно, чрезвычайно мала - порядка одной молекулы в кубическом метре. В спектрах межзвездного поглощения наблюдаются некоторые дополнительные особенности, не поддакэ-щиеся идентификации, но, по-видимому, весьма вероятно, что они также обусловлены присутствием в межзвездной среде ряда свободных радикалов или ионов. [20]

В 1930 - 1970 гг. подобные тесты в различных вариантах были применены к исследованию наблюдаемого распределения галактик. Все они указывают на значительные отклонения от однородности. Однако детали этих отклонений маскируются двумя важными факторами. Первый, как отмечено выше, - это большое число параметров, входящих в модели. Второй, столь же важный, - это наличие межзвездного поглощения, вызванного пылью. На фотоснимках ближайших к нам галактик уже давно обнаружены нерегулярные клочковатые области газа и пыли. Нет оснований считать, что наша Галактика качественно от них отличается. Это вынуждает астрономов уделять значительное внимание исключению эффектов неравномерного межзвездного поглощения при подсчетах далеких галактик. Проблема осложняется нехваткой детальной информации о распределении областей поглощения. [21]

Сброшенная оболочка - остаток сверхновой - может наблюдаться еще долгое время после взрыва. Эти образования делят на молодые остатки, возраст которых не превышает 1000 лет, и старые остатки, возраст которых примерно 104 - 105 лет. Самым молодым образованием является ярчайший галактический радиоисточник Кассиопея А. Он не наблюдался в оптическом диапазоне, поскольку находится на расстоянии около 3 кпс и межзвездное поглощение делает его совершенно незаметным. По измерениям собственного движения оптических волокон было показано, что взрыв сверхновой произошел около 300 лет назад. В 1604 г. Иоганн Кеплер наблюдал сверхновую, которая носит его имя. Визуальные наблюдения Кеплера, Тихо Браге и других астрономов были достаточно точными, чтобы определить форму кривой блеска и установить, что сверхновые 1604 и 1572 гг. принадлежали к типу I. [22]

Страницы: 1 2