МЕЖЗВЁЗДНАЯ ПЫЛЬ

МЕЖЗВЁЗДНАЯ ПЫЛЬ, твёр­дые час­ти­цы ха­рак­тер­но­го раз­ме­ра от ок. $0,001$ мкм до ок. $1$ мкм, на­хо­дя­щие­ся в меж­звёзд­ной сре­де; наи­бо­лее изу­чен­ный ком­по­нент кос­ми­че­ской пы­ли. М. п. иг­ра­ет за­мет­ную роль в разл. фи­зич. про­цес­сах, взаи­мо­дей­ст­вуя с меж­звёзд­ным га­зом, элек­тро­маг­нит­ным из­лу­че­ни­ем, кос­мич. лу­ча­ми и маг­нит­ны­ми по­ля­ми. В Га­лак­ти­ке про­стран­ст­вен­ные рас­пре­де­ле­ния М. п. и меж­звёзд­но­го га­за кор­ре­ли­ру­ют, а со­от­но­ше­ние М. п. и га­за по мас­се в ср. со­став­ля­ет $0,7%$, из­ме­ня­ясь от$ ≈0,4%$ до $ ≈1%$. На­блю­да­тель­ные про­яв­ле­ния М. п. – меж­звёзд­ное по­гло­ще­ние све­та (межзвёздная экс­тинк­ция), меж­звёзд­ная по­ля­ри­за­ция из­лу­че­ния, рас­се­ян­ное из­лу­че­ние, ИК-из­лу­че­ние в не­пре­рыв­ном спек­тре и ИК-по­ло­сах.

Яв­ле­ние меж­звёзд­ной по­ля­ри­за­ции из­лу­че­ния свя­за­но с ли­ней­ным дих­ро­из­мом (ли­ней­ная по­ля­ри­за­ция) и ли­ней­ным дву­лу­че­пре­лом­ле­ни­ем (кру­го­вая по­ля­ри­за­ция) из­лу­че­ния в меж­звёзд­ной сре­де. При­чи­на обо­их эф­фек­тов – не­оди­на­ко­вое ос­лаб­ле­ние из­лу­че­ния с раз­ной по­ля­ри­за­ци­ей ори­ен­ти­ро­ван­ны­ми не­сфе­рич. пы­лин­ка­ми. Сте­пень ли­ней­ной по­ля­ри­за­ции дос­ти­га­ет мак­си­му­ма, как пра­ви­ло, в ви­ди­мой час­ти спек­тра и умень­ша­ет­ся на бoльших и мень­ших дли­нах волн. Макс. сте­пень ли­ней­ной по­ля­ри­за­ции $P_{макс}$ обыч­но не пре­вос­хо­дит 10% и кор­ре­ли­ру­ет с меж­звёзд­ной экс­тинк­ци­ей: в сред­нем $P_{макс} ≈3 A_V (%)$, где $A_V$ – экс­тинк­ция в по­ло­се $V$, вы­ра­жен­ная в звёзд­ных ве­ли­чи­нах. На­блю­да­ет­ся кор­ре­ля­ция на­прав­ле­ний по­ля­ри­за­ции на га­лак­тич. мас­шта­бах: они вы­строе­ны дос­та­точ­но од­но­род­но в тех на­прав­ле­ни­ях, где луч зре­ния пе­ре­се­ка­ет спи­раль­ный ру­кав, и име­ют хао­тич. рас­пре­де­ле­ние там, где луч зре­ния идёт вдоль спи­раль­но­го ру­ка­ва. Это объ­яс­ня­ет­ся ори­ен­та­ци­ей не­сфе­рич. пы­ли­нок га­лак­тич. маг­нит­ны­ми по­ля­ми, на­прав­лен­ны­ми в ср. вдоль спи­раль­ных ру­кавов. Не­сфе­рич. пы­лин­ки вра­ща­ют­ся во­круг осей, от­но­си­тель­но ко­то­рых их момент инер­ции мак­си­ма­лен, и их оси близ­ки к на­прав­ле­нию си­ло­вых ли­ний маг­нит­но­го по­ля. Та­кая ори­ен­та­ция час­тиц воз­ни­ка­ет в слу­чае ме­ха­низ­ма па­ра­маг­нит­ной ре­лак­са­ции, ко­гда в ди­элек­трич. час­ти­цы вкра­п­ле­ны ато­мы ме­тал­лов, при­даю­щие пы­лин­кам па­ра­маг­нит­ные свой­ст­ва. Сте­пень кру­го­вой меж­звёзд­ной по­ля­ри­за­ции обыч­но не пре­вос­хо­дит 0,02–0,03%.

Из­лу­че­ние, рас­се­ян­ное М. п., про­яв­ля­ет­ся в ви­де све­че­ния разл. ту­ман­но­стей (диф­фуз­ных, от­ра­жа­тель­ных, би­по­ляр­ных, ко­ме­тар­ных) или уве­ли­чен­но­го све­че­ния фо­на не­ба в об­лас­ти га­лак­тич. эк­ва­то­ра (диф­фуз­ный га­лак­тич. свет). В пер­вом слу­чае пы­лин­ки рас­сеи­ва­ют из­лу­че­ние звёзд, рас­по­ло­жен­ных по­бли­зо­сти, а во вто­ром – всех звёзд Га­лак­ти­ки. Ха­рак­тер­ная осо­бен­ность рас­се­ян­но­го из­лу­че­ния – его по­ля­ри­за­ция. В не­ко­то­рых слу­ча­ях сте­пень ли­ней­ной по­ля­ри­за­ции мо­жет дос­ти­гать 50–80%, кру­го­вой – 15–20%. Сте­пень по­ля­ри­за­ции, а так­же по­верх­но­ст­ная яр­кость ту­ман­но­стей и диф­фуз­но­го га­лак­тич. све­та силь­но за­ви­сят от вза­им­но­го рас­по­ло­же­ния пы­ле­во­го об­ла­ка, ос­ве­щаю­ще­го ис­точ­ни­ка и на­блю­да­те­ля. М. п., рас­по­ло­жен­ная вбли­зи лу­ча зре­ния в на­прав­ле­нии уда­лён­ных рент­ге­нов­ских ис­точ­ни­ков, рас­сеи­ва­ет часть из­лу­че­ния в на­прав­ле­нии на­блю­да­те­ля, что ве­дёт к по­яв­ле­нию диф­фуз­но­го га­ло во­круг то­чеч­ных ис­точ­ни­ков. Яр­кость рент­ге­нов­ских га­ло боль­ше для ис­точ­ни­ков, рас­по­ло­жен­ных бли­же к плос­ко­сти Га­лак­ти­ки, что от­ра­жа­ет га­лак­тич. рас­пре­де­ле­ние пы­ле­вых об­ла­ков.

ИК-из­лу­че­ние прак­ти­че­ски всех кос­мич. объ­ек­тов пред­став­ля­ет со­бой из­лу­че­ние на­гре­той пы­ли. Пы­лин­ки по­гло­ща­ют УФ- и ви­ди­мое из­лу­че­ние звёзд и пе­ре­из­лу­ча­ют его как чёр­ное те­ло на дли­нах волн $λ ⩾ 1$ мкм. Эти два про­цес­са оп­ре­де­ля­ют рав­но­вес­ную темп-ру пы­ли­нок $T_d$, со­став­ляю­щую 10–30 К в меж­звёзд­ных об­ла­ках, 50–200 К в об­лас­тях $\ce{HII}$ и 100–1000 К в око­ло­звёзд­ных обо­лоч­ках, при­чём темп-ра умень­ша­ет­ся при пе­ре­хо­де от мел­ких пы­ли­нок к бо­лее круп­ным и от си­ли­кат­ных – к уг­ле­род­ным. В очень го­ря­чем га­зе, об­ра­зо­вав­шем­ся по­сле вспы­шек сверх­но­вых звёзд, на­грев пы­ли­нок оп­ре­де­ля­ет­ся столк­но­ви­тель­ны­ми про­цес­са­ми, а не ра­диа­ци­он­ны­ми. При этом $T_d$ в осн. за­ви­сит от кон­цен­тра­ции га­за. Ста­цио­нар­ная мо­дель оп­ре­де­ле­ния темп-ры не под­хо­дит для очень мел­ких (ра­диу­сом $ ⩽ 0,01$ мкм) и хо­лод­ных ($T_d ⩽ 20 К$) пы­ли­нок. Из-за ма­лой те­п­ло­ём­ко­сти та­ких час­тиц их темп-ра воз­рас­та­ет мгно­вен­но при по­гло­ще­нии од­но­го фо­то­на, а за­тем спа­да­ет за вре­мя око­ло не­сколь­ких се­кунд. Ве­ли­чи­на флук­туа­ций $T_d$ мо­жет со­став­лять 5–50 К.

Не­по­сред­ст­вен­но су­дить о хи­мич. со­ста­ве М. п. мож­но изу­чая ИК-по­ло­сы М. п. в спек­трах звёзд и меж­звёзд­ных об­ла­ков. По­ло­сы по­гло­ще­ния на­блю­да­ют­ся в спек­трах про­тоз­вёзд­ных объ­ек­тов, рас­по­ло­жен­ных в мо­ле­ку­ляр­ных об­ла­ках, по­ло­сы из­лу­че­ния – в спек­трах разл. звёзд и ту­ман­но­стей. К нач. 21 в. об­на­ру­же­но бо­лее 100 по­лос в диа­па­зо­не длин волн от $ ⩾1$ мкм до $≈90$ мкм. Наи­бо­лее из­вест­на си­ли­кат­ная по­ло­са с цен­тром ок. $≈10$ мкм, на­блю­дав­шая­ся в спек­трах прак­ти­че­ски всех объ­ек­тов – от ко­мет до га­лак­тик. Она по­яв­ля­ет­ся в ре­зуль­та­те рас­тя­же­ния свя­зи $\ce{Si–O}$ в аморф­ных оли­ви­нах или пи­рок­се­нах. Мно­го­числ. эмис­си­он­ные по­ло­сы кри­стал­лич. оли­ви­нов и пи­рок­се­нов ото­жде­ст­в­ле­ны в спек­трах звёзд с пы­ле­вы­ми обо­лоч­ка­ми. В спек­трах мо­ле­ку­ляр­ных об­ла­ков вид­ны аб­сорб­ци­он­ные по­ло­сы льдов, из ко­то­рых наи­бо­лее за­мет­на по­ло­са льда из $\ce{H2O}$ с цен­тром ок. 3,1 мкм. На дли­нах волн $λ= 3–12$ мкм в спек­трах мн. объ­ек­тов на­блю­да­лись уз­кие эмис­си­он­ные пи­ки, свя­зан­ные с рас­тя­же­ния­ми и из­ги­ба­ми свя­зей $\ce{C─C}$ и $\ce{C─H}$ в очень мел­ких пы­лин­ках, со­стоя­щих из по­ли­цик­ли­че­ских аро­ма­тич. уг­ле­во­до­ро­дов.

На­блю­де­ния меж­звёзд­ных УФ-ли­ний по­гло­ще­ния разл. ато­мов и ио­нов по­ка­зы­ва­ют, что со­дер­жа­ние мн. хи­мич. эле­мен­тов в меж­звёзд­ном га­зе мень­ше их ср. со­дер­жа­ния в кос­мич. объ­ек­тах. Обыч­но пред­по­ла­га­ет­ся, что от­сут­ст­вую­щие в га­зо­вой фа­зе эле­мен­ты бы­ли из­рас­хо­до­ва­ны в про­цес­се об­ра­зо­ва­ния и рос­та пы­ле­вых час­тиц. Та­ким об­ра­зом, дан­ные о со­дер­жа­нии разл. эле­мен­тов по­зво­ля­ют су­дить о хи­мич. со­ста­ве М. п. Пы­лин­ки в осн. со­сто­ят из $\ce{C, O, Mg, Si\: и\: Fe}$, при­чём по­след­ние три эле­мен­та в меж­звёзд­ной сре­де поч­ти пол­но­стью на­хо­дят­ся в твёр­дой фа­зе. Тем не ме­нее, мас­сы пы­ле­во­го меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва не хва­та­ет для объ­яс­не­ния на­блю­дае­мой меж­звёзд­ной экс­тинк­ции. По­это­му час­то ис­поль­зу­ют мо­де­ли пы­ли­нок в ви­де по­рис­тых аг­ре­га­тов, в ко­то­рых объ­ём­ная до­ля ва­куу­ма со­став­ля­ет до 50% и бо­лее.