Pył międzygwiazdowy
6 Maj 2005r. w Droga Mleczna napisał/a Marcin SzulcW wielu miejscach Drogi Mlecznej spotykamy ciemne plamy, sprawiające wrażenie pustek pozbawionych gwiazd. Widoczne są one często w postaci smug rozciągających się na dużych odległościach, a niekiedy wyraĽnie odgraniczają się od chmur gwiazdowych Drogi Mlecznej.
W wielu miejscach Drogi Mlecznej spotykamy ciemne plamy, sprawiające wrażenie pustek pozbawionych gwiazd. Widoczne są one często w postaci smug rozciągających się na dużych odległościach, a niekiedy wyraźnie odgraniczają się od chmur gwiazdowych Drogi Mlecznej. Te ciemne plamy nazwano ciemnymi mgławicami. Ciemne mgławice nie są oczywiście pustkami bez gwiazd, lecz są to po prostu chmury pyłu przesłaniające gwiazdy położone za tymi chmurami. Spotykamy je również przy jasnych rozproszonych mgławicach galaktycznych, które są rozmieszczone w przestrzeni również w postaci chmur. Wskutek tego chmury te są często nazywane gazowo-pyłowymi, bo składają się zarówno z gazu, jak i z pyłu.
Ciemne mgławice mają najrozmaitsze rozmiary i kształty. Znane są wielkie chmury pokrywające znaczne obszary nieba, obserwujemy również małe okrągłe ciemne plamki, które otrzymały nazwę globul. Ich średnice wahają się od 5" do 1", a liniowe rozmiary są rzędu zaledwie od 104 do 105 j.a.
Obserwowane na niebie ciemne mgławice są tylko zagęszczeniami materii pyłowej w przestrzeni międzygwiazdowej. Materia ta przejawia się w następujących trzech zjawiskach:
Możliwość istnienia ogólnej absorpcji przez materię międzygwiazdową była wypowiedziana już na przełomie XVIII i XIX wieku, lecz dopiero astronom rosyjski w. Struve opracował w roku 1847 matematyczną teorię takiego ogólnego osłabiania światła gwiazd, oceniając, że wynosi ona około 1m na 1000 parseków. Badania te rozwinęły się na większą skalę w XX wieku, a definitywny dowód istnienia takiej ogólnej absorpcji dostarczony został w 1930 roku przez astronoma amerykańskiego R. J. Trumplera. Badał on galaktyczne zbiorowiska gwiazd, zwane gromadami otwartymi, dla których opracował wykresy H-R. Należało się spodziewać, że główne ciągi na wykresach H-R tych gromad, które są w zasadzie w podobnym stadium rozwojowym, powinny być podobne do siebie, i aby doprowadzić główne ciągi na wykresach poszczególnych gromad otwartych do nakładania się, należy je przesuwać wzdłuż osi, na której odkłada się obserwowany blask gwiazd. Z rożnie w wielkościach gwiazdowych tych przesunięć można obliczyć względne odległości badanych gromad przy założeniu, ze przestrzeń międzygwiazdowa jest przezroczysta. Ponieważ dla niektórych gwiazdom jak np. dla Hiad, paralaksy heliocentryczne były znane, więc można było obliczyć odległości poszczególnych gromad, a ze znanych ich średnic kątowych również średnice liniowe.
Na podstawie tego rodzaju badań Trumpler otrzymał niemożliwy do przyjęcia wynik, że rozmiary gwiazdowych gromad otwartych rosną wraz z ich odległością od nas. Stąd wywnioskował, że wzrost średnic tych gromad wraz z odległością jest tylko pozorny, bo zjawisko to jest spowodowane ogólną ekstynkcją międzygwiazdową, która osłabia światło bardziej odległych gwiazd. Odległość przeto gromad otwartych były przeceniane.
Rozmaitymi metodami wyznaczano wartości tego rodzaju ekstynkcji. W różnych kierunkach na niebie i w różnych odległościach jest ona różna, bo materia pyłowa zalega głównie w pobliżu równika galaktycznego, przy tym, jak już o tym wspomniano, rozmieszczenie jej nie jest jednorodne. Tę ogólną ekstynkcję wyznaczano najczęściej z porównywania liczby gwiazd na jednostkę powierzchni nieba w obszarach sąsiadujących z ciemnymi chmurami pyłu międzygwiazdowego z analogicznymi liczbami na tle tych chmur. Jeszcze lepsze wyniki osiągamy porównując liczbę galaktyk w różnych obszarach nieba. Zależnie od położenia względem Drogi Mlecznej wartość średniej ekstynkcji międzygwiazdowej waha się od 0m,25 na 1000 parseków w kierunku biegunów galaktycznych do 2m na 1000 parseków, a lokalnie do 5m na 1000 parseków na równiku galaktycznym.
W związku z istnieniem międzygwiazdowej ekstynkcji ogólnej, wzór na wielkość absolutną należy napisać w postaci
gdzie A oznacza wartość ekstynkcji w danej odległości i w danym kierunku. Wynika stąd, ze do obliczenia wielkości absolutnej M gwiazdy (ze zmierzonej wielkości fotometrycznej m i odległości D) konieczna jest jeszcze znajomość wartości ekstynkcji międzygwiazdowej.
Prócz ekstynkcji ogólnej występuje jeszcze w materii międzygwiazdowej absorpcja selektywna, która polega na tym, że współczynnik osłabia światła gwiazd, przechodzącego przez chmury pyłowe, zmienia się wraz z długością fali. Ponieważ krótkofalowe promieniowanie jest pochłaniane silniej niż długofalowe, to w barwach gwiazd występuje ich poczerwienienie, czyli wzrost wskaĽników barw. Dla gwiazd poszczególnych klas widmowych i poszczególnych światłości wyznaczono normalne wskaĽniki barwy CI0, wolne od efektu poczerwienienia. Różnice między zaobserwowanym (CI) wskaĽnikiem barwy i wskaĽnikiem normalnym nazwanym nadmiarem barwy (CE)
Nadmiar barwy jest różnicą absorpcji, czyli ekstynkcji międzygwiazdowej w dwóch wybranych długościach fali, do których odnosi się dany wskaĽnik barwy. Najczęściej stosowany bywa obecnie w pracach tego rodzaju wskaĽnik barwy B - V. Zakładając, ze światło jest pochłaniane przez jeden i ten sam rodzaj materii, współczynniki absorpcji całkowitej oraz ich różnica zależą tylko od gęstości tej materii i są do niej proporcjonalne. To samo odnosi się do nadmiaru barwy, a więc przy tych założeniach stosunek całkowitej absorpcji ogólnej A do nadmiaru barwy powinien być stały. Możemy więc dla przypadku ogólnej absorpcji wizualnej Av i nadmiaru barwy CE(B - V) napisać
Wartość tego stosunku można wyznaczyć z dokładnych obserwacji fotometrycznych przy znajomości klas widmowych gwiazd i odpowiadających poszczególnym klasom normalnych wskaźników barwy. Z wielu obserwacji, wykonanych w różnych obszarach nieba wynika, że "y" ma wartość 3,0. Są jednak obszary, dla których "y" jest znacznie większe.
Współczynnik międzygwiazdowej ekstynkcji, będącej współczynnikiem rozpraszania na cząstkach pyłu, okazał się proporcjonalny do odwrotności długości fali światła. Prawo rozpraszania na cząstkach pyłu odbiega od prawa Rayleigha odnoszącego się do rozpraszania światła przez cząstki gazu i sprawdzonego dla atmosfery ziemskiej. To odchylenie od prawa Rayleigha wraz z faktem, że cząstki o średnicach 0,01 mm i większe zasłaniałyby światło gwiazd nie dając efektu rozpraszania, prowadzą do winsoku, że ziarna pyłu międzygwiazdowego są znacznie mniejsze.
Z obserwacji daje się obliczyć, jaki ułamek ogólnego osłabienia światła przez pył międzygwiazdowy przypada na rozpraszanie jego przez ziarna pyłu. A ten ułamek otrzymujemy wartość 0,6. Stąd zaś wnioskujemy o rodzaju i rozmiarach ziaren. Wyraża się często pogląd, że otworzone są one z dielektryków takich jak igiełki lodu H2O. Również wielu astronomów jest zdania, że ziarna pyłu międzygwiazdowego są zbudowane z grafitu z lodem H2O na powierzchni. Zabezpieczyłoby to wysoki stopień odbicia światła, prawo zaś odwrotnej proporcjonalności ekstynkcji do długości fali będzie spełnione przy rozmiarach ziaren około 0,1 mikrometra.
Pył międzygwiazdowy wywołuje również polaryzację światła gwiazd. Zjawisko to zostało po raz pierwszy stwierdzone obserwacyjnie przez astronomów amerykańskich W. A. Hiltnera i J. S. Halla i niezależnie od nich przez astronoma radzieckiego W. A. Dombrowskiego (1949), przy czym maksymalny stopień polaryzacji wynosi od 8 do 10 %. Polaryzacja ta występuje tylko u gwiazd odległych i daje się wyjaśnić, jeśli założymy, że ziarna pyłu międzygwiazdowego mają kształt wydłużony i ze są one przeważnie w tym samym kierunku. Orientacja ta jest być może spowodowana przez międzygwiazdowe pole magnetyczne.
Sposób powstawania ziaren pyłu międzygwiazdowego nie został jeszcze ostatecznie wyjaśniony. Najprawdopodobniej powstają one przez kondensację w gazie międzygwiazdowym, jadrami zaś kondensacji sa wieloatomowe cząsteczki gazu. O genetycznym związku gazu i pyłu międzygwiazdowego świadczy to, ze chmury gazu i pyłu są obserwowane w tych samych miejscach układu gwiazdowego. Co się tyczy gęstości, to ocenia się, ze materii pyłowej jest około 100 razy mniej od materii gazowej.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Ciemne mgławice mają najrozmaitsze rozmiary i kształty. Znane są wielkie chmury pokrywające znaczne obszary nieba, obserwujemy również małe okrągłe ciemne plamki, które otrzymały nazwę globul. Ich średnice wahają się od 5" do 1", a liniowe rozmiary są rzędu zaledwie od 104 do 105 j.a.
Obserwowane na niebie ciemne mgławice są tylko zagęszczeniami materii pyłowej w przestrzeni międzygwiazdowej. Materia ta przejawia się w następujących trzech zjawiskach:
- ogólna ekstynkcja (absorpcja) światła gwiazd
- absorpcja selektywna
- polaryzacja światła gwiazd
Możliwość istnienia ogólnej absorpcji przez materię międzygwiazdową była wypowiedziana już na przełomie XVIII i XIX wieku, lecz dopiero astronom rosyjski w. Struve opracował w roku 1847 matematyczną teorię takiego ogólnego osłabiania światła gwiazd, oceniając, że wynosi ona około 1m na 1000 parseków. Badania te rozwinęły się na większą skalę w XX wieku, a definitywny dowód istnienia takiej ogólnej absorpcji dostarczony został w 1930 roku przez astronoma amerykańskiego R. J. Trumplera. Badał on galaktyczne zbiorowiska gwiazd, zwane gromadami otwartymi, dla których opracował wykresy H-R. Należało się spodziewać, że główne ciągi na wykresach H-R tych gromad, które są w zasadzie w podobnym stadium rozwojowym, powinny być podobne do siebie, i aby doprowadzić główne ciągi na wykresach poszczególnych gromad otwartych do nakładania się, należy je przesuwać wzdłuż osi, na której odkłada się obserwowany blask gwiazd. Z rożnie w wielkościach gwiazdowych tych przesunięć można obliczyć względne odległości badanych gromad przy założeniu, ze przestrzeń międzygwiazdowa jest przezroczysta. Ponieważ dla niektórych gwiazdom jak np. dla Hiad, paralaksy heliocentryczne były znane, więc można było obliczyć odległości poszczególnych gromad, a ze znanych ich średnic kątowych również średnice liniowe.
Na podstawie tego rodzaju badań Trumpler otrzymał niemożliwy do przyjęcia wynik, że rozmiary gwiazdowych gromad otwartych rosną wraz z ich odległością od nas. Stąd wywnioskował, że wzrost średnic tych gromad wraz z odległością jest tylko pozorny, bo zjawisko to jest spowodowane ogólną ekstynkcją międzygwiazdową, która osłabia światło bardziej odległych gwiazd. Odległość przeto gromad otwartych były przeceniane.
Rozmaitymi metodami wyznaczano wartości tego rodzaju ekstynkcji. W różnych kierunkach na niebie i w różnych odległościach jest ona różna, bo materia pyłowa zalega głównie w pobliżu równika galaktycznego, przy tym, jak już o tym wspomniano, rozmieszczenie jej nie jest jednorodne. Tę ogólną ekstynkcję wyznaczano najczęściej z porównywania liczby gwiazd na jednostkę powierzchni nieba w obszarach sąsiadujących z ciemnymi chmurami pyłu międzygwiazdowego z analogicznymi liczbami na tle tych chmur. Jeszcze lepsze wyniki osiągamy porównując liczbę galaktyk w różnych obszarach nieba. Zależnie od położenia względem Drogi Mlecznej wartość średniej ekstynkcji międzygwiazdowej waha się od 0m,25 na 1000 parseków w kierunku biegunów galaktycznych do 2m na 1000 parseków, a lokalnie do 5m na 1000 parseków na równiku galaktycznym.
W związku z istnieniem międzygwiazdowej ekstynkcji ogólnej, wzór na wielkość absolutną należy napisać w postaci
gdzie A oznacza wartość ekstynkcji w danej odległości i w danym kierunku. Wynika stąd, ze do obliczenia wielkości absolutnej M gwiazdy (ze zmierzonej wielkości fotometrycznej m i odległości D) konieczna jest jeszcze znajomość wartości ekstynkcji międzygwiazdowej.
Prócz ekstynkcji ogólnej występuje jeszcze w materii międzygwiazdowej absorpcja selektywna, która polega na tym, że współczynnik osłabia światła gwiazd, przechodzącego przez chmury pyłowe, zmienia się wraz z długością fali. Ponieważ krótkofalowe promieniowanie jest pochłaniane silniej niż długofalowe, to w barwach gwiazd występuje ich poczerwienienie, czyli wzrost wskaĽników barw. Dla gwiazd poszczególnych klas widmowych i poszczególnych światłości wyznaczono normalne wskaĽniki barwy CI0, wolne od efektu poczerwienienia. Różnice między zaobserwowanym (CI) wskaĽnikiem barwy i wskaĽnikiem normalnym nazwanym nadmiarem barwy (CE)
Nadmiar barwy jest różnicą absorpcji, czyli ekstynkcji międzygwiazdowej w dwóch wybranych długościach fali, do których odnosi się dany wskaĽnik barwy. Najczęściej stosowany bywa obecnie w pracach tego rodzaju wskaĽnik barwy B - V. Zakładając, ze światło jest pochłaniane przez jeden i ten sam rodzaj materii, współczynniki absorpcji całkowitej oraz ich różnica zależą tylko od gęstości tej materii i są do niej proporcjonalne. To samo odnosi się do nadmiaru barwy, a więc przy tych założeniach stosunek całkowitej absorpcji ogólnej A do nadmiaru barwy powinien być stały. Możemy więc dla przypadku ogólnej absorpcji wizualnej Av i nadmiaru barwy CE(B - V) napisać
Wartość tego stosunku można wyznaczyć z dokładnych obserwacji fotometrycznych przy znajomości klas widmowych gwiazd i odpowiadających poszczególnym klasom normalnych wskaźników barwy. Z wielu obserwacji, wykonanych w różnych obszarach nieba wynika, że "y" ma wartość 3,0. Są jednak obszary, dla których "y" jest znacznie większe.
Współczynnik międzygwiazdowej ekstynkcji, będącej współczynnikiem rozpraszania na cząstkach pyłu, okazał się proporcjonalny do odwrotności długości fali światła. Prawo rozpraszania na cząstkach pyłu odbiega od prawa Rayleigha odnoszącego się do rozpraszania światła przez cząstki gazu i sprawdzonego dla atmosfery ziemskiej. To odchylenie od prawa Rayleigha wraz z faktem, że cząstki o średnicach 0,01 mm i większe zasłaniałyby światło gwiazd nie dając efektu rozpraszania, prowadzą do winsoku, że ziarna pyłu międzygwiazdowego są znacznie mniejsze.
Z obserwacji daje się obliczyć, jaki ułamek ogólnego osłabienia światła przez pył międzygwiazdowy przypada na rozpraszanie jego przez ziarna pyłu. A ten ułamek otrzymujemy wartość 0,6. Stąd zaś wnioskujemy o rodzaju i rozmiarach ziaren. Wyraża się często pogląd, że otworzone są one z dielektryków takich jak igiełki lodu H2O. Również wielu astronomów jest zdania, że ziarna pyłu międzygwiazdowego są zbudowane z grafitu z lodem H2O na powierzchni. Zabezpieczyłoby to wysoki stopień odbicia światła, prawo zaś odwrotnej proporcjonalności ekstynkcji do długości fali będzie spełnione przy rozmiarach ziaren około 0,1 mikrometra.
Pył międzygwiazdowy wywołuje również polaryzację światła gwiazd. Zjawisko to zostało po raz pierwszy stwierdzone obserwacyjnie przez astronomów amerykańskich W. A. Hiltnera i J. S. Halla i niezależnie od nich przez astronoma radzieckiego W. A. Dombrowskiego (1949), przy czym maksymalny stopień polaryzacji wynosi od 8 do 10 %. Polaryzacja ta występuje tylko u gwiazd odległych i daje się wyjaśnić, jeśli założymy, że ziarna pyłu międzygwiazdowego mają kształt wydłużony i ze są one przeważnie w tym samym kierunku. Orientacja ta jest być może spowodowana przez międzygwiazdowe pole magnetyczne.
Sposób powstawania ziaren pyłu międzygwiazdowego nie został jeszcze ostatecznie wyjaśniony. Najprawdopodobniej powstają one przez kondensację w gazie międzygwiazdowym, jadrami zaś kondensacji sa wieloatomowe cząsteczki gazu. O genetycznym związku gazu i pyłu międzygwiazdowego świadczy to, ze chmury gazu i pyłu są obserwowane w tych samych miejscach układu gwiazdowego. Co się tyczy gęstości, to ocenia się, ze materii pyłowej jest około 100 razy mniej od materii gazowej.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
20.03.2023, 14:39