МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПОЛЯРИЗАЦИЯ

МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПОЛЯРИЗАЦИЯ

- линейная (реже круговая) поляризация излучения далёких звёзд. Линейная M. п. характеризуется степенью поляризации P (чаще всего выражается в процентах) и позиционным углом задающим плоскость преимуществ, колебаний электрич. вектора приходящего излучения (см. Поляризация света). Круговая M. п. описывается степенью поляризации q и её знаком, показывающим направление вращения электрич. вектора. Эти характеристики могут быть выражены через Стокса параметры:

Явление линейной M. п. связано с линейным дихроизмом межзвёздной среды, обусловленным присутствием в ней несфсрических ориентированных пылинок. Оно было обнаружено в 1949 У. А. Хилтнером (W. А. Hiltner), Дж. С. Холлом (J. S. HaIl) и В. А. Дом-бровским, а к сер. 80-х гг. измерения поляризации проведены для более чем 10 000 звёзд. Позиц. углы линейной поляризации коррелированы в мас-

штабах всей Галактики и, по-видимому, достаточно хорошо отражают направления компонента межзвёздного магн. поля, перпендикулярного лучу зрения. Существование связи между направлениями ориентации пылинок и магн. полями подтверждается распределением q в спиральных рукавах. Картина, представленная на рис. 1, соответствует ориентации пылинок, при к-рой малые оси несфорич. частиц в среднем параллельны силовым линиям магн. поля, а их угл. момент процсссирует вокруг направления магн. поля.

Для неск. сотен звёзд изучена зависимость степени поляризации от длины волны В большинстве случаев зависимость достаточно хорошо описывается эмпирич. ф-лой К. Серковского (К. Serkowski):

где Р _МаКС- макс, степень поляризации, - соответствующая длина волны. Величина Р _макс составляет 1-3% , иногда достигая 10%. Отношение Р _макс к избытку цвета (см. Астрофотометрия )звезды E_B__V используют как характеристику поляризующей способности межзвёздной среды в данном направлении. Из анализа данных наблюдений найдено, что (E_B__V в звёздных величинах).

Значение для большинства звёзд заключено в пределах от 0,5 до 0,6 мкм, хотя есть звёзды, для к-рых l _макс достигает 0,8 мкм. По данным наблюдений получено соотношение между l _макс и отношением R полного поглощения к селективному (см. Межзвёздное поглощение):(l _макс в мкм). Найденные в ряде случаев изменения с длиной волны свидетельствуют о присутствии на луче зрения неск. облаков с разл. ориентацией пылинок.

Существование зависимости обычно сопровождается наличием у звезды ещё и небольшой круговой M. п. Она была открыта в 1972 Дж. Ч. Кемпом (J. Ch. Kemp) и группой под руководством П. Мартина (P. Martin). Круговая M. п. связывается с линейным двойным лучепреломлением межзвёздной среды, при к-ром линейно поляризованное излучение трансформируется в эллиптически поляризованное. Круговая M. п. надёжно зафиксирована для двух десятков звёзд. Обычно ; наиб, значение получено для про-тозвёздного объекта Беклина - Нейгебауэра в созвездии Ориона, мкм (степень эллиптичности приходящего излучения . На нек-рой длине волны круговая M. п. меняет знак.

Рис. 1. Распределение межзвёздной линейной поляризации в Галактике. Длина чёрточек пропорциональна степени наблюдаемой поляризации. Кружочками обозначены звёзды с нулевой поляризацией. Дуговые линии показывают ход силовых линий межзвёздного магнитного поля, которые, по данным оптической поляризации, сходятся в точках с галактическими координатами: и

(рис. 2). Как правило, это происходит вблизи т. е.

Интерпретацию наблюдений M. п. обычно проводят совместно с данными наблюдений межзвёздного поглощения. Гладкая зависимость и условие не могут быть объяснены, если осн. компонентом пыли являются металлы или графит.

Рис. 2. Наблюдаемые и теоретические зависимости для звезды

Кривые-результаты расчётов для модели цилиндрических частиц с показателями преломления (точки) и (штриховые).

Поэтому обычно рассматривают диэлектрич. частицы (силикатные, ледяные). Зная величину можно оценить размер пылевых частиц, а отношение позволяет судить о степени и направлении ориентации пылинок, если известен механизм их ориентации.

Ориентация пылинок может происходить под действием магн. полей, анизотропных потоков газа или излучения, однако во всех случаях при наличии даже очень слабого магн. поля его направление становится и направлением ориентации пылинок. Среди рассматриваемых механизмов ориентации наиб, популярным долгое время остаётся механизм динамич. ориентации пылинок в магн. поле, предложенный П. Дейвисом (L. Davies) и Дж. JI. Гринстейном (J. L. Greenstein) в 1951. В его рамках предполагается, что в диэлектрич. частицы равномерно вкраплены атомы железа. Это придаёт пылинкам парамагн. свойства. Столкновения несферич. пылинки с частицами окружающего газа приводят к её вращению с угл. скоростью ~10⁵-10⁶ рад/с. Взаимодействие магн. момента пылевой частицы (он может возникать даже у нейтральной вращающейся парамагн. пылинки из-за Барнетта эффекта )со слабым межзвёздным магн. полем ведёт к прецессии угл. момента пылинки относительно направления магн. поля. При этом из-за эффекта парамагн. релаксации (см. Парамагнетизм )тормозится вращение пылинки вокруг осей, не совпадающих с направлением поля, и пылинки в ср. ориентируются малой осью вдоль направления магн. поля. Время ориентации пылинок вследствие парамагн. релаксации ~10⁷ лет в облаке с темп-рой газа 100K. Однако это время может быть существенно меньше, если пылинка раскручивается до угл. скоростей ~10⁹ рад/с. Последнее может быть обусловлено выбросом с её поверхности образующихся молекул H₂ ("реактивная вертушка" Пёрселла). Такой механизм ориентации может работать в молекулярных облаках.

Лит.: Долгинов А. 3., Гнедин Ю. H., Силантьев H. А., Распространение и поляризация излучения в космической среде, M., 1979; Вощинников H. В., Межзвездная пыль, в кн.: Итоги науки и техники. Сер. Исследование космического пространства, т. 25, M., 1986. H. В. Вощинников.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.