АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2008, том 42, № 5, с. 387-396
УДК 523.44
СОПОСТАВЛЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ СВОЙСТВ ВЕЩЕСТВА МЕЖЗВЕЗДНОЙ ПЫЛИ И ПОВЕРХНОСТИ АСТЕРОИДОВ
В ОБЛАСТИ 0.3-1.1 мкм
© 2008 г. Д. И. Шестопалов, П. Н. Шустарев
Шемаханская астрофизическая обсерватория АН Азербайджана Поступила в редакцию 13.11.2007 г. После исправления 11.03.2008 г.
На основе данных о ярких звездах различных спектральных классов и классов светимости из каталога 13-цветной фотометрии, находящихся в пределах 1000 пк от Солнца, исследовано селективное ослабление света межзвездной пылью. Кривые межзвездной экстинкции показывают системати-чежие отклонения от "закона ^г1" в оптической области спектра, что позволяет распределить их по трем типам. Выполнено сравнение наблюдаемых кривых экстинкции межзвездной пыли и теоретических кривых, рассчитанных по спектрам отражения астероидов в приближении рэлеевских частиц. Вычисленные кривые экстинкции для вещества поверхности D-астероидов и углистого хон-дрита Tagish Lake достаточно хорошо совпадают с наблюдаемыми кривыми межзвездной экстинкции первого типа.
PACS: 96.30. Ys; 98.38.Cp
ВВЕДЕНИЕ
Согласно современным представлениям, астероиды являются остатком твердого вещества про-топланетной туманности, из которого произошли планеты земной группы, спутники планет и ядра планет-гигантов. Сама же газопылевая туманность была одним из типичных структурных образований межзвездной среды. В этой связи представляет интерес сравнение спектральных свойств межзвездной пыли и вещества астероидов.
Основным источником информации о веществе поверхности астероидов являются их спектры диффузного отражения. Накопленные к настоящему времени сведения о веществе астероидов позволяют разделить их на три суперкласса: дифференцированные, метаморфические и примитивные (Bell и др., 1989). В соответствии с новыми данными о присутствии гидратированных минералов на поверхности астероидов (Rivkin и др., 2003) соотношение между этими суперклассами и оптическими типами астероидов выглядит следующим образом. К первому суперклассу, по-видимому, можно отнести астероиды оптических типов S, V, A, R, в спектрах которых наблюдаются интенсивные полосы поглощения высокотемпературных минералов (пироксен, оливин). Вещество этих астероидов проходило, по-видимому, сложную постаккреционную эволюцию, сопровождавшуюся интенсивным разогревом, плавлением и магматической дифференциацией. Второй суперкласс объединяет астероиды оптических типов C, B, G, F и, возможно, Т, в спектрах которых достаточно часто наблюдается полоса поглощения связанной
воды. Предполагается поэтому, что первичное вещество этих астероидов испытало низкотемпературный водный метаморфизм, в результате которого на их поверхности сохранились гидратированные глинистые силикаты как продукт такой переработки. В частности, Jones и др. (1990) отмечают, что число "гидратированных" С-астероидов уменьшается с ростом удаленности их от Солнца, так что объекты во внешней зоне пояса астероидов на расстояниях ~3.5 а. е. и более, по-видимому, никогда не были разогреты до температуры плавления льда, чтобы образовались гидратированные силикаты. Третий суперкласс объединяет астероиды, спектры которых не содержат ни полос поглощения высокотемпературных силикатов, ни полосы связанной воды, что справедливо для тех P- и D-астероидов, которые находятся на гелиоцентрических расстояниях ~3.5-4 а. е. и более. По-видимому, вещество этих астероидов за все время своего существования не претерпело даже слабой гидротермальной переработки и отличается высоким содержанием летучих веществ и углерода как в форме графита, так и в форме сложных органических соединений. Такой состав по крайней мере качественно объясняет низкое альбедо и красные спектры этих астероидов. Вместе с тем существуют астероиды, эволюция вещества которых явно отклоняется от нарисованной здесь картины. Традиционное представление о том, что вещество поверхности М- и Е-астероидов состоит из высокотемпературных силикатов и металла, плохо согласуется с открытием в спектрах некоторых из них полосы поглощения связанной воды (Rivkin и др., 2003). Не ясно пока, можно ли отнести
к суперклассу примитивных объектов астероиды оптических типов К и L, поскольку мала статистика данных о присутствии воды в минералах их поверхности. Таким образом, отнюдь не все астероиды представляют исходное вещество, из которого начало формироваться протопланетное облако. Любопытно, что в пылевых оболочках некоторых молодых переменных звезд иногда не исключается присутствие тел астероидных размеров (Friedemann и др., 1995).
Пыль обнаруживает себя в межзвездном пространстве, рассеивая, поглощая и поляризуя свет звезд. Первые два механизма приводят к общему ослаблению блеска удаленных от Солнца звезд, а также к искажению их цвета (эффект межзвездного покраснения света). Представления о веществе межзвездных пылинок основываются на изучении зависимости ослабления звездного излучения от длины волны. Чтобы объяснить кривую межзвездной экс-тинкции, предполагается, что межзвездные пылинки различаются по своему составу, структуре и размеру, причем каждый сорт пылинок проявляет свои оптические свойства в различных диапазонах спектра (Li, Greenberg, 2003). Одна из самых простых моделей (Weingartner, Draine, 2001) рассматривает только два сорта пылинок - графитовые (для УФ-диапа-зона спектра) и силикатные (для оптического и ИК-диапазонов спектра) - и требует одиннадцать свободных параметров, чтобы описать распределения частиц по размерам. В модели Li, Greenberg (1997) рассматриваются три сорта частиц межзвездной пыли, отличающихся своим распределением по размеру: относительно крупные ( ~0.09 мкм), состоящие из силикатного ядра и мантии из тугоплавкой органики и проявляющие себя в оптическом и ИК-диа-пазонах спектра, маленькие углеродистые гранулы (0.0015-0.012 мкм), ответственные за поведение кривой экстинкции в УФ-диапазоне, и еще меньшие по размеру (0.0006-0.0015 мкм) так называемые PAH-частицы (полициклические ароматические углеводороды), ответственные за экстинкцию в дальнем УФ-диапазоне. Более сложные модели межзвездной пыли (Zubko и др., 1998) предполагают существование не только силикатных и углеродистых частиц, но и неоднородных частиц, состоящих из силикатного ядра и слоев тугоплавкой органики и водяного льда. В отличие от указанных выше моделей, законы распределения частиц по размерам заранее не задаются. Чтобы наилучшим способом совместить теоретические кривые экстинкции с наблюдаемыми, для каждого сорта частиц рассчитываются оптимальные (в смысле наилучшего решения обратной задачи) законы распределения по размерам.
Подробности о разнообразных подходах при моделировании физических, химических и структурных свойств межзвездной пыли можно найти в обзоре Li, Greenberg (2003). Здесь же мы хотим отметить, что сколь бы ни были сложными и математически изысканными модели межзвездных пылевых час-
тиц, они оставляют в стороне особенности поведения экстинкции в видимой области спектра, ограничиваясь воспроизведением в среднем линейного возрастания экстинкции с ростом обратной длины волны 1/А (так называемый "закон А-1"). Li, Greenberg (1997) отмечают по этому поводу, что их обобщенная модель межзвездной пыли прежде всего призвана объяснить самые общие свойства кривой экстинкции, а также соотношения между экстинк-цией и поляризацией, тогда как объяснение индивидуальных особенностей оптических свойств тех или иных пылевых образований может быть отложено на будущее. Между тем наблюдения, выполненные в середине прошлого столетия, уже показывали, что в ряде случаев кривая экстинкции заметно отклоняется от закона А-1 в оптическом и ближнем ИК-диа-пазонах спектра (Гринберг, 1970 и ссылки там же).
Таким образом, прежде чем приступить к решению задачи, указанной в заглавии работы, было необходимо исследовать особенности селективного ослабления света звезд из окрестностей Солнца в диапазоне 0.3-1 мкм. Затем мы сравниваем наблюдаемые кривые межзвездной экстинкции с теоретическими, рассчитанными с помощью спектров отражения поверхности астероидов.
КРИВЫЕ МЕЖЗВЕЗДНОЙ ЭКСТИНКЦИИ
Ослабление света звезды межзвездной пылью в зависимости от длины волны в шкале звездных величин (т.е. кривая межзвездной экстинкции) имеет вид (Гринберг, 1970):
CE(A) = С(А/А0) - Q(A/A0) = 1.086[т(А) - т(А0)]. (1)
Избыток цвета CE(A) определяется как разность соответствующих показателей цвета покрасневшей звезды С(А/А0) и не покрасневшей (в этом смысле стандартной) звезды Cst(A/A0). Согласно закону Бугера избыток цвета зависит от оптического пути т(А), который свет проходит в рассеивающей и поглощающей среде. Здесь А - текущая длина волны, на которой проводится наблюдение, А0 - некоторая эталонная длина волны, необходимая для расчета показателей цвета. Отметим, что в фотометрической системе UBV длины волн А0 и А выбирают равными средним длинам волн пропускания полос Vи B соответственно, и в таком случае избыток цвета имеет обозначение EB-V.
Для исследования кривых межзвездной экстинкции мы использовали фотометрические данные для звезд спектральных классов O, B, A, F и различных классов светимости из каталога 13-цветной фотометрии ярких звезд (Johnson, Mitchell, 1975) в области спектра 0.34-1.11 мкм. Краткое описание используемой 13-цветной фотометрической системы можно найти также в Пулковском курсе астрофизики (Никонов, 1973). На двухцветной диаграмме (U-B)-(B-V) отбиралась группа точек, соответствующих звездам одного и того же спектрального
подкласса и класса светимости, таких, что прямая линейной регрессии, проведенная через эти точки, имела наклон 0.72 ± 0.03 (т.е. среднее значение наклона линии нарастающего покраснения на этой диаграмме (Куликовский, 1978)). В группе звезд, отобранных таким образом, звезда с наименьшим отклонением от линии нормальных цветов (как правило EB-V ~ 0т.01), соответствующей данному спектральному подклассу и классу светимости, считалась "непокрасневшей". Относительно нее с помощью остальных, т.е. "покрасневших", звезд из этой группы вычислялись кривые межзвездной экстинкции. Та
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.