<< 2. Механизмы выравнивания пылинок | Оглавление | 4. Поляризация собственного излучения >>

3. Поляризация проходящего света звезд

Еще первооткрыватели поляризации звездного света отметили, что поляризация в среднем увеличивается с ростом поглощения. Если построить диаграмму для звезд, наблюдавшихся Хилтнером, Холлом и их последователями, то окажется, что на ней практически нет точек, располагающихся над линией:

Логично предположить, что эта линия соответствует направлениям, в которых условия для поляризации максимально благоприятны. Величина степени поляризации для ансамбля идеально выровненных пылинок максимальна при условии, что луч зрения перпендикулярен силовым линиям магнитного поля. Значение определяется только формой частиц и их оптическими свойствами. В реально наблюдаемую величину вносят вклад еще три фактора. Во-первых, это неидеальное выравнивание пылевых частиц относительно магнитного поля. Второй фактор - наличие нерегулярного компонента магнитного поля, из-за которого в каждой точке направление магнитного поля несколько отличается от среднего направления. Третий фактор - угол между лучом зрения и направлением магнитного поля: при наблюдении вдоль силовых линий поляризация отсутствует. Совокупное действие этих трех факторов приводит к тому, что степень поляризации излучения звезд в пределах 2 кпс от Солнца не превышает 10 %. Как показали Джонс, Клебе и Дики [11], среднее положение точек на упомянутой диаграмме соответствует ситуации, когда в МЗС, по которой распространяется свет, помимо регулярного имеется также хаотическое магнитное поле, причем плотности энергий хаотического и регулярного магнитного поля примерно равны.

Из наблюдений видно, что угол наклона плоскости поляризации к плоскости Галактики для большинства звезд близок к нулю. Это говорит о том, что силовые линии магнитного поля, как правило, параллельны Галактическому диску. Разброс углов увеличивается лишь для лучей зрения, проходящих вдоль спиральных рукавов. В общем и целом крупномасштабные пространственные свойства поляризации света звезд складываются в согласованную картину магнитного поля Млечного Пути и не противоречат данным о структуре этого поля, полученным, например, по наблюдениям пульсаров. Это позволяло надеяться, что ориентированные пылевые частицы станут важным источником информации о магнитных полях и на меньших пространственных масштабах.

В реальности пыль оказалась далеко не такой информативной. Сейчас магнитное поле считается важнейшим фактором, определяющим эволюцию плотных межзвездных облаков. Логично предположить, что направления векторов ¹ поляризации света звезд, расположенных за плотными молекулярными облаками, будут каким-то образом коррелировать со структурой этих облаков. На практике это предположение не реализуется. Свет фоновых звезд бывает поляризован как параллельно оси вытянутых облаков, так и перпендикулярно или под углом к ней. В некоторых вытянутых облаках выбранное направление поляризации оптического света фоновых звезд вообще отсутствует [12].

Конечно, наблюдения в оптическом диапазоне ограничены направлениями с небольшой экстинкцией, поскольку если поглощение слишком велико, звезда просто перестает быть видна. Наблюдения в полосе K (2.2 мкм) позволяют исследовать звезды, находящиеся за существенно более плотной средой, - . Результат этих наблюдений оказался неутешительным - для звезд за плотными облаками рост поляризации с поглощением не наблюдается. Точнее, поляризация растет с , но лишь до определенного предела, , и далее остается на постоянном уровне. На рис. 2 показаны значения для звезд, расположенных за комплексом L1400, по данным [13]. Авторы этой работы предположили, что рост поляризации с поглощением в инфракрасном диапазоне происходит лишь при условии, что луч зрения проходит через межоблачное пространство. Примерные положения этих точек на рис. 2 отмечены пунктирной линией. Пыль же в плотных облаках свет звезд почему-то не поляризует.

К подобному заключению пришли также Гудман и др. [14,15]: пыль в плотных облаках с точки зрения поляризации оказалась «плохой». Почему? Для ответа на этот вопрос высказано несколько предположений. Во-первых, в плотных облаках пылевые частицы могут становиться более сферически-симметричными за счет нарастания ледяных мантий. Во-вторых, в плотном газе могут терять эффективность механизмы выравнивания пылинок [16]. Для механизма Парселла это может, например, быть связано с исчерпанием атомарного водорода и прекращением реакций образования H, для механизма выравнивания анизотропным полем излучения - c большой оптической толщиной. В-третьих, в плотных облаках могут изменяться свойства магнитного поля: оно может становиться более неправильным, чем в межоблачном пространстве.

Последняя возможность иллюстрируется на рис. 3. На нем показано, как меняется степень поляризации света звезды при прохождении через плотное облако [17]. Числа, которыми подписаны линии, обозначают отношение напряженности регулярного магнитного поля к среднеквадратической величине нерегулярного магнитного поля. Очевидно, что поляризация остается неизменной после прохождения через плотное облако при условии, что в облаке нерегулярная составляющая магнитного поля превышает регулярную составляющую (в отличие от межоблачного пространства, где они примерно равны). Важным условием такого поведения является тот факт, что свет звезды перед проникновением в облако уже поляризован пылью в межоблачном пространстве.

---

<< 2. Механизмы выравнивания пылинок | Оглавление | 4. Поляризация собственного излучения >>

Публикации с ключевыми словами: Межзвездная пыль Публикации со словами: Межзвездная пыль
См. также: Темные туманности в Тельце Пылевая туманность Ангел Тёмные туманности в Тельце Головастики в IC 410 Отражения в 1970-х Поле вокруг туманности Кокон Кокон Гершеля Все публикации на ту же тему >>