Свет звезд, идущий к Земле, проходит области, в которых находятся газопылевые облака, где они частично поглощаются. Уменьшение в результате этого интенсивности звездного света называется «ослабление». В целом чрезвычайно трудно оценить ослабление светового потока, но главное здесь — использовать такие единицы измерения расстояния, как свечи нормальные. Кроме того, что с их помощью можно измерить звездную величину, важно, что эти измерения достоверны и не зависят от направления наблюдений. Если мы наблюдаем за объектом Галактики, измерить ослабление проще, потому что можно пренебречь газом и пылью, находящимися в Млечном Пути, который нам известен достаточно хорошо. Если же наблюдаемый объект находится в другой галактике, кроме того, что может произойти ослабление света во время его прохождения Млечного Пути, нужно еще иметь в виду и такую возможность, что часть его могла абсорбироваться при прохождении той галактики, откуда он идет, а это оценить значительно сложнее.
ПОКРАСНЕНИЕ.
Наличие в межзвездном пространстве материи, которая поглощает излучение, подтверждается и другим фактом — «покраснением» света. То есть спектры многочисленных, в частности далеких, отличаются от спектров близких звезд, принадлежащих к тому же спектральному классу. Различие состоит в отсутствии излучения в синей части спектра и в следующем отсюда его покраснении. Свет распространяется (в том числе преломляется) на межзвездной материи во всех направлениях. Это рассеяние тем больше, чем меньше длина волны, так что фиолетовые и синие лучи ослабляются сильнее, чем красные, для которых существует меньше препятствий. Однако диффузия преобладает над поглощением. Но в любом случае результат для наблюдателя один и тот же: то есть уменьшение излучения из-за пыли, а не из-за газа.Межзвездное покраснение описывается количественно как избыток цвета: Е(В — V) = =(В — V)oss — (В — V)0, то есть разница между индексом цвета В — V наблюдаемого объекта и индексом цвета, присущего спектральному классу, к которому он принадлежит. Из этой разницы можно получить ожидаемую оценку покраснения, а потому и определить количество пыли, встретившееся на пути излучения, то есть определить ослабление звезды.Ослабление, которое обозначается Dm , рассчитывается по формуле: Dm = g • Е(В — V), где g — величина, равная 3—4. Для ближних звезд, которые находятся на расстоянии 1000 парсек от Солнца, избыток света составляет в среднем 0,5 звездной величины, что с учетом предыдущей формулы означает, что видимое излучение уменьшается на 1,5—2 звездных величины.
Вверху: темная туманность Мешок Угля, поглощающая свет звезд находящихся позади нее, уменьшая их светимость в 3 раза. Внизу: ослабление в зависимости от длины волны для некоторых звезд.
