Взаимодействие излучения с несферическими межзвездными пылинками

• Автор: Ильин, Владимир Борисович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 322 с. : ил.

Глава 1. Методы расчета рассеяния света несферическими пылинками

1. Формулировка проблемы рассеяния света и подходы к ее решению

2. Методы, использующие сферический базис

3. Методы, использующие сфероидальный базис

4. Методы, использующие эллипсоидальный базис

5. Заключительные замечания

Глава 2. Базы данных по оптике космической пыли

1. База данных об оптических свойствах несферических пылинок (DOP)

2. База данных об оптических постоянных для астрономии (JPDOC)

3. Заключительные замечания

Глава 3. Моделирование оптики межзвездной пыли

1. Модель с распределение частиц по форме
2. Модель неоднородных шаров
3. Модель неоднородных сфероидов
4. Модель сфероидальных частиц с ледяной оболочкой
5. Другие модели и заключительные замечания
Глава 4. Некоторые проблемы динамики космической пыли
1. Электрический заряд несферических межзвездных пылинок
2. Динамика несферических пылинок
3. Движение межзвездных и межпланетных пылинок
4. Выметание пыли из оболочек гигантов класса М
5. Движение пыли в окрестности Ае звезд Хербига
6. Сегрегация пыли в глобулах Бока
7. Заключительные замечания
Заключение
Литература

Начнем с краткого обоснования актуальности работы, формулировки ее целей, научной новизны и практической ценности, а также описания основных полученных результатов и их апробации. Затем кратко изложим содержание работы.
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность темы. Космическая пыль присутствует практически во всех астрономических объектах от Солнечной системы до галактик на больших космологических расстояниях и везде играет существенную роль в протекающих физических и химических процессах. Особенно важным является взаимодействие пыли с излучением, поскольку вследствие поглощения пылинками света в видимой и ультрафиолетовой областях и его переизлучения в инфракрасной может происходить существенное изменение спектров объектов и состояния поляризации их излучения. Кроме этого, благодаря динамической связи пыли и газа импульс от излучения может эффективно передаваться газу; наиболее распространенная молекула Н2 образуется на поверхности пылинок, вероятно, способствуя их ориентации; многие сложные молекулы рождаются в ледяных оболочках пылинок в плотных облаках; пыль экранирует внутренние области молекулярных облаков от ультрафиолетового излучения; фотоэлектронная эмиссия пылинок не только определяет заряд пылинок, но и является одним из механизмов нагрева газа в межзвездных облаках и т.д.
Важность пылевой составляющей подтверждается большим числом публикаций, посвященных запыленным объектам, - каждый день в базе абстрактов ADS NASA появляется в среднем более 7 работ по этой тематике. Такому интересу к космической пыли способствует прежде всего постоянное расширение возможностей для наблюдений в инфракрасном диапазоне. Однако, отстающее развитие

теории тормозит интерпретацию получаемых данных. При этом ситуация такова, что на сегодняшний день ни одна модель межзвездных пылинок не может удовлетворительно объяснить основные наблюдательные данные: кривые межзвездного поглощения и поляризации и сведения о содержании элементов в межзвездной среде.
Насущная необходимость интерпретации поступающих данных наблюдений делает оптическую часть моделей космической пыли ключевой. Ее развитие в определенной степени сдерживается слишком медленным прогрессом в теории рассеяния света малыми частицами. Сегодня в астрономии наиболее широко используется теория Ми для однородных шаров, разработанная 100 лет назад. Лишь в единичных работах при расчете оптических свойств пылинок они представлялись однородными сфероидами или агрегатными частицами.
Неудовлетворительным является и рассмотрение физических следствий взаимодействия излучения и пыли: исследование заряда пылинок, их движения, физического и химического изменения со временем в различных объектах. Здесь также в основном применяются модели пылинок в виде однородных шаров. Поскольку космические пылинки несомненно являются несферическими, некоторые важные вопросы строения и эволюции пылевых составляющих объектов остаются неизученными.
Таким образом, разработка эффективных теоретических методов и программных средств, необходимых для адекватного развития оптической части моделей космической пыли, и исследование влияния формы и структуры пылинок на эффективность их взаимодействия с излучением являются важными и актуальными задачами.
Целью работы является изучение различных аспектов взаимодействия излучения с несферическими пылевыми частицами в межзвездной среде. Решение этой задачи включает в себя: разработку новых подходов к моделированию рассеяния света несферическими (неоднородными) частицами и их ансамблями, создание баз данных, необходимых для проведения обширных астрономически интересных расчетов, развитие современных моделей межзвездных пылинок, рассмотрение оптики и динамики пыли в различных астрономических объектах.

Glds'
. ndU'mt 2dVint tHl _sm0_ + r __+rF
Г ^ D’ (1-34)
re R3D,
и сходное уравнение для потенциала V.
Отметим, что эти интегральные уравнения более сложны, чем уравнения (1.32), поскольку потенциалы U, V входят в каждое из уравнений. Для ТЕ-моды граничные условия записываются в сходном виде (см. подробнее Фарафонов, Ильин, 2001).
2.3 Способы определения коэффициентов разложений
Рассмотрим теперь более детально, чем в разделе 1, как неизвестные коэффициенты определяются из граничных условий в рамках разных методов.
Метод разделения переменных для шаров
Для шаров широко известное и высоко эффективное решение, называемое теорией Ми (Mie theory), получается методом разделения переменных. Эта теория использует векторные волновые функции Ml и N1 для разложения полей, что эквивалентно применению потенциалов Дебая. Ниже мы покажем, как проблема рассеяния света для шара решается с использованием скалярных потенциалов р, q, U, V. Это поможет понять эффективность рассматриваемого подхода для частиц, близких по форме к шарам.
Уравнение поверхности шара радиуса R есть г(в) — R, и граничные условия (1.31) для осесимметричной части проблемы упрощаются, поскольку г'в = 0. Подставляя разложения (1.23) в соотношения (1.31) и используя ортогональность угловых сферических функций, легко найти неизвестные коэффициенты в явном виде. Например, для ТМ-моды
ftSca = _ jn{x)(jn{x0)Y ~ ejn(x0)(jn(x)y &in .
jn(x)(x0hnxo))' - £hitx0)(xjn(x))'
где x = kR, x0 = k0R.
Подстановка разложений (1.24),(1.25) в граничные условия (1.33) также позволяет легко определить неизвестные коэффициенты разложений. Коэффициенты