УДК 524.57
СИСТЕМАТИЧЕСКИЕ ИЗМЕНЕНИЯ МЕЖЗВЕЗДНОЙ ЛИНЕЙНОЙ ПОЛЯРИЗАЦИИ И РОСТ ПЫЛЕВЫХ ЧАСТИЦ
© 2013 г. Н. В. Вощинников1*, Х. К. Дас2, И. С. Яковлев1, В. Б. Ильин1-3-4
1Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского университета 2Межуниверситетский центр астрономии и астрофизики, Пуна, Индия 3Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково 4Государственный университет аэрокосмического приборостроения, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 21.02.2013 г.
Выполнена количественная интерпретация наблюдаемой зависимости между параметрами кривой межзвездной линейной поляризации: шириной, характеризуемой параметром К, и положением длины волн А^и, соответствующей максимуму поляризации. Рассматривалось 57 звезд, расположенных в четырех темных облаках с признаками звездообразования: в Тельце, в Хамелеоне, около звезд р Змееносца и R Южной Короны. При моделировании использовалась модель сфероидальных пылинок, примененная ранее для совместной интерпретации кривых межзвездного поглощения и поляризации в широком диапазоне длин волн. Показано, что наблюдаемый тренд К « З^А^^, скорее всего, связан с ростом пылевых частиц вследствие коагуляции, а не аккреции. Обсуждается связь параметров кривой межзвездной поляризации К и А^^ со средним размером пылевых частиц.
Ключевые слова: межзвездная поляризация, межзвездная пыль.
001: 10.7868/80320010813070164
1. ВВЕДЕНИЕ
Явление линейной межзвездной поляризации вызвано линейным дихроизмом межзвездной среды, возникающим из-за присутствия на луче зрения ориентированных несферических частиц. Такие частицы по-разному ослабляют свет в зависимости от ориентации электрического вектора падающего излучения относительно оси частицы. Линейная поляризация характеризуется степенью поляризации Р и позиционным углом вE или измеренным в экваториальной или галактической системе координат соответственно. Исторически направление линейной межзвездной поляризации связывают с ориентацией компонента магнитного поля, перпендикулярного лучу зрения, т.е. лежащего в плоскости неба.
Значительные усилия исследователей были направлены на анализ зависимости поляризации от длины волны Р(А). Степень поляризации обычно имеет максимум в видимой части спектра и монотонно убывает при переходе в УФ и ИК-области спектра. Серковский (1973) предложил эмпирическую формулу для описания зависимости Р(А) в
Электронный адрес: nvv@astro.spbu.ru
видимой части спектра
P(A)/Pmax = exp[-K ln2(A max /A)].
Первоначально кривая Серковского содержала лишь два параметра — максимальную степень поляризации Pmax и Amax соответствующую ей длину волны. Коэффициент K был выбран равным 1.15 (Серковский, 1973). Этот коэффициент характеризует полуширину нормированной кривой межзвездной линейной поляризации
W = Amax/A- — Amax/A+,
где A- < Amax < A+ и P(A+) = P(A-) = Pmax/2. Связь между W и K дается соотношением
W = exp[(ln2/K)1/2] - exp[-(ln2/K)1/2].
Используя данные об ИК-поляризации 30 звезд и рассматривая K как третий параметр, Уилкинг и др. (1982) вывели зависимость
K = (1.86 ± 0.09)Amax + (-0.10 ± 0.05).
Позднее Уиттет и др. (1992) оценили ту же зависимость, основываясь на наблюдениях 109 звезд
K = (1.66 ± 0.09)Amax + (0.01 ± 0.05). (1)
Таблица 1. Звезды в темном облаке в Тельце
N Звезда 1 Ъ Спектр -Ртах? % Атах, МКМ К (гэ) мкм
1 НО 28225 170.74 -14.35 АЗ III 1.22 1.88 0.58 1.05 0.1604
2 НО 29835 174.14 -12.86 К2 III 1.20 4.06 0.472 0.93 0.1309
3 НО 30168 174.76 -12.44 В8 V 1.02 4.08 0.545 0.83 0.0305
4 НО 283637 170.51 -14.84 АО V 2.28 2.73 0.586 0.89 0.0976
5 НО 283642 171.55 -15.35 АЗУ 2.19 2.01 0.63 1.12 0.1817
6 НО 283643 171.83 -15.07 А2 V 1.66 1.35 0.64 1.01 0.1471
7 НО 283701 172.18 -13.63 В8 III 2.53 3.20 0.603 0.89 0.0982
8 НО 283757 174.01 -14.81 А5 V 1.65 2.92 0.62 1.05 0.1471
9 НО 283800 173.57 -12.29 В5 V 1.64 3.95 0.53 0.86 0.0303
10 НО 283812 174.90 -13.07 А1 V 1.92 6.26 0.542 0.96 0.0795
11 НО 283815 175.32 -13.90 А5 V 1.91 2.86 0.61 1.11 0.1698
12 НО 283855 174.25 -11.47 А2 1.99 5.13 0.51 0.91 0.0303
13 НО 283877 174.94 -12.72 Р5 V 0.72 1.65 0.65 1.01 0.1481
14 НО 283879 175.72 -12.61 В5 V 3.33 4.24 0.65 1.22 0.1707
Линейная функция (1) достаточно хорошо описывает общую зависимость К от Amax для нескольких темных облаков, однако наблюдательные данные для отдельных облаков могут значительно отклоняться от этой зависимости (Уиттет и др., 1992; Вощинников, 2012).
Качественно наблюдаемая связь между шириной кривой поляризации и положением ее максимума объясняется ростом пылевых частиц вследствие аккреции или коагуляции и, как следствие, сужением распределения ориентированных частиц по размерам (см., например, Уиттет и др., 1992). Единственная попытка провести количественную интерпретацию зависимости К от Amax была предпринята Ааннестадом и Гринбергом (1983), рассмотревшими последствия роста ледяных оболочек на силикатных цилиндрических частицах. Однако позже эта работа подверглась существенной критике за неправильный выбор наблюдательных данных и схемы расчета (Матис, 1986; Вощинников, 1989; Уиттет и др., 1992).
В данной работе моделируется зависимость между К и Amax для звезд, расположенных в четырех темных облаках с признаками звездообразования. Мы использовали модель сфероидальных пылинок, примененную ранее для совместной интерпретации кривых межзвездного поглощения и поляризации в широком диапазоне длин волн (Вощинников, Дас, 2008; Дас и др., 2010).
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Для моделирования были выбраны наблюдательные данные для темных облаков в Тельце (14 звезд), в Хамелеоне (22 звезды), около звезд р Змееносца (8 звезд) и R Южной Короны (13 звезд). Все четыре облака являются известными областями звездообразования (Меллингер, 2008). Они находятся в локальной межзвездной среде на расстояниях Б & 120—140 пк от Солнца (Уиттет и др., 1994, 2001; Сноу и др., 2008; Петерсон и др., 2011). Все четыре облака располагаются вне плоскости Галактики (\Ь\ > 12°) и либо принадлежат Поясу Гулда, либо находятся вблизи него.
Наблюдательные данные собраны в табл. 1 — 4, в которых содержатся: обозначение звезды, ее галактические координаты, спектральный класс, поглощение Лу, значения параметров кривой Сер-ковского Ртах, Amax и К, а также значения среднего размера силикатных частиц. Поляризационные данные для темного облака в Тельце были взяты из работ Ефимова (2009) и Уиттета и др. (1992), для темного облака в Хамелеоне — из работ Ан-дерссона и Поттера (2007) и Уиттета и др. (2001), для темного облака в Скорпионе—Змееносце — из работ Мартина и др. (1992) и Уилкинга и др. (1982), для темного облака около R СгЛ — из работ Ан-дерссона и Поттера (2007) и Уиттета и др. (1992). Отметим, что во всех облаках позиционные углы наблюдаемой поляризации в значительной мере упорядочены. Выбранные звезды располагаются довольно компактно в облаках в Хамелеоне и около
Таблица 2. Звезды в темном облаке в Хамелеоне
N Звезда 1 Ъ Спектр Ау -Ртах? % Атах, МКМ К (^}, мкм
1 СИа Р1 296.05 -15.70 К4 III 0.8 3.35 0.547 0.82 0.1219
2 СИа Р2 296.65 -16.60 В8 V 1.8 3.85 0.625 1.03 0.1392
3 СИа РЗ 296.26 -15.84 В4 V 2.4 5.45 0.655 1.14 0.1545
4 СИа Р6 296.39 -15.48 А2 V 1.6 5.48 0.576 1.00 0.1322
5 СИа Р7 296.28 -15.24 В5 V 1.7 5.92 0.538 0.82 0.1048
6 СИа Р9 296.66 -15.62 кош 2.5 4.82 0.628 0.94 0.1322
7 СИа 1 296.53 -15.06 В9 V 2.9 4.81 0.530 0.92 0.1192
8 СИа П6 296.99 -15.74 02 IV 3.1 7.30 0.618 1.03 0.1392
9 СИа Р21 296.83 -15.29 КЗ III 2.2 5.41 0.46 0.71 0.1192
10 СИа Р25 297.13 -15.54 08111 5.4 8.01 0.60 1.01 0.1392
11 СИа Р28 297.24 -15.73 К4 III 6.1 7.02 0.722 1.01 0.1566
12 СИа Р29 297.28 -15.74 Кб 2.7 5.05 0.65 0.94 0.1322
13 СИа РЗО 297.04 -15.13 КЗ III 1.9 4.41 0.57 0.80 0.1195
14 СИа Р32 296.98 -14.80 А7 V 2.2 2.34 0.56 0.81 0.1192
15 СИа Р36 297.47 -15.73 кош 5.7 12.19 0.661 1.05 0.1566
16 СИа Р39 297.49 -15.20 КЗ III 0.9 3.22 0.48 0.77 0.1219
17 СИа Р40 297.69 -15.64 В8 III 2.1 8.01 0.569 0.96 0.1241
18 СИа Р41 296.88 -13.48 В8 V 0.9 2.60 0.59 0.87 0.1203
19 СИа Р42 297.08 -13.61 АЗ/А4 IV 1.2 2.87 0.60 0.87 0.1219
20 СИа Р48 297.56 -14.07 В9.5 V 0.6 2.29 0.57 0.99 0.1281
21 СИа Р52 297.77 -13.91 В9.5 V 1.2 2.99 0.61 0.99 0.1322
22 СИа Р54 298.17 -14.17 06 Ш/1У 0.8 2.68 0.52 0.77 0.1136
Таблица 3. Звезды в темном облаке в Скорпионе—Змееносце
N Звезда 1 Ъ Спектр -Ртах? % Атах, МКМ К (^}, мкм
1 НО 145502 354.61 +22.70 В21У 1.06 1.25 0.70 1.19 0.0201
2 НО 147084 352.33 +18.05 А4П/Ш 2.70 4.42 0.68 1.28 0.0197
3 НО 147283 352.29 +17.61 АПУ 2.53 1.61 0.76 1.24 0.0192
4 НО 147888 353.65 +17.71 ВЗУБВ 2.08 3.63 0.70 1.28 0.0187
5 НО 147889 352.87 + 17.04 В2У 4.44 4.02 0.78 1.25 0.0375
6 НО 147932 353.72 + 17.71 В5У 2.10 3.11 0.69 1.04 0.0256
7 НО 147933 353.68 + 17.70 В1.5У 2.07 2.69 0.70 1.14 0.0187
8 НО 150193 355.60 + 14.83 А1Уе 1.79 5.10 0.64 0.86 0.0335
Таблица 4. Звезды в темном облаке около Н Южной Короны
N Звезда I b Спектр Ay Ртах? % Amax, MKM К (rsi), мкм
1 RCrA 12 359.46 -18.65 G8III 1.7 0.81 0.75 1.11 0.0126
2 RCrA 15 359.65 -18.66 G1 1.1 3.00 0.77 1.29 0.0161
3 RCrA 22 000.10 -18.09 K5III 3.3 1.30 0.46 1.05 0.1377
4 RCrA 28 000.12 -17.59 M5III 1.3 2.10 0.77 1.20 0.0141
5 RCrA 30 359.52 -18.04 A0V 2.6 1.85 0.79 1.16 0.0116
6 RCrA 43 359.49 -17.25 K0III 1.9 1.73 0.71 0.93 0.0577
7 RCrA 46 359.65 -17.56 G8III 3.3 2.71 0.83 1.42 0.0161
8 RCrA 50 359.44 -17.37 A6V 1.3 1.11 0.76 1.15 0.0141
9 RCrA 52 359.44 -17.32 G5III 1.6 1.99 0.68 1.11 0.0586
10 RCrA 56 000.29 -18.68 G5IV 1.9 2.08 0.65 1.09 0.0772
11 RCrA 58 359.41 -17.90 КПП 2.3 0.80 0.65 0.92 0.0577
12 RCrA 71 000.11 -18.84 F6V 1.3 1.03 0.69 1.17 0.1578
13 RCrA 73 000.10 -19.04 GOV 1.2 1.80 0.65 1.04 0.0636
R СгЛ и разбросаны по небу на угловых расстояниях в несколько градусов в облаках в Тельце и около р ОрЬ. Расстояния до звезд составляют в основном около 100—200 пк и лишь в нескольких случаях около 300—500 пк.
3. МОДЕЛИРОВАНИЕ
При интерпретации наблюдений межзвездной линейной поляризации мы использовали однородные сфероидальные частицы. Решение задачи рассеяния света такими частицами приведено
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.