Ослабление и поляризация света несферическими неоднородными межзвездными пылинками

• Автор: Прокопьева, Марина Сергеевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 167 с. : ил.

1 Оптические свойства пылинок и их моделирование
1.1 Наблюдаемые проявления и свойства космических пылинок
1.2 Модели межзвездных пылинок
1.3 Методы расчета оптических свойств несферических частиц
1.3.1 Точные методы
1.3.2 Приближенные методы
1.3.3 Теория эффективной среды
1.4 Некоторые выводы и постановка задачи
2 Новые подходы к расчету оптических свойств многослойных несферических частиц
2.1 Метод расширенных граничных условий для многослойных осесимметричных частиц
2.2 Метод расширенных граничных условий в сфероидальных координатах
для многослойных софокусных сфероидов
2.3 Рслеевское и квазистатическое приближения для многослойных несофо-куспых эллипсоидов
3 Ослабление и поляризация света неоднородными несферическими частицами в межзвездной среде
3.1 Применимость осесимметричных моделей пылинок
3.1.1 Параметры эллипсоидальной модели
3.1.2 Программные средства
3.1.3 Оптические свойства эллипсоидальных частиц

3.2 Развитие модели космических пылинок в виде слоистых несферических (осесимметричных) частиц
3.3 Моделирование межзвездной поляризации с использованием неоднородных частиц
3.4 Расчеты ИК полос для модели слоистых пылинок Greenberg и др
3.4.1 ИК спектры ансамблей хаотически ориентированных частиц
3.4.2 Поляризация в ИК полосах
Заключение
Список литературы
Приложения
А Словарь используемых сокращений
В Список созданных программ
В.1 Программа ЕВСМ1 для осесимметричной многослойной частицы
В.2 Программа ЕВСМ2 для ансамбля хаотически ориентированных осесимметричных частиц
В.З Программа SVM2 для ансамбля хаотически ориентированных сфероидальных частиц
В.4 Программа QSA1 для эллипсоидальной слоистой частицы
В.5 Программа DDA2 для эллипсоидальной многослойной частицы

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.
Актуальность темы
Космическая пыль вносит существенный вклад в формирование спектров всех объектов от Солнечной системы до ядер активных галактик, и существенно влияет на протекающие физические и химические процессы. В частности, из-за эффективного взаимодействия пыли и излучения и динамической связи пыли и газа во многих объектах импульс от излучения передается газу; наиболее распространенная молекула Нг образуется на поверхности пылинок, а многие сложные молекулы - в ледяных оболочках пылинок; пыль экранирует внутренние области молекулярных облаков от ультрафиолетового излучения, фотоэлектронная эмиссия является важным механизмом нагрева газа н т.д. Более того, информацию о некоторых объектах или их частях мы получаем лишь в виде излучения, рассеянного или переизлученного пылью. Таким образом, адекватные представления о пыли очевидно необходимы для современных исследований структуры н эволюции различных астрономических объектов.
Модели межзвездных пылинок начали развиваться практически сразу после доказательства присутствия последних в межзвездной среде. В 70-80-х годах прошлого столетия был предложен ряд моделей, способных объяснить базовые наблюдательные данные, и эти модели с небольшими модификациями используются до сегодняшнего дня. Однако постоянно растущий поток информации о межзвездной пыли, получаемой на современных космических и наземных инструментах, привел к тому, что теперь нет ни одной модели космических пылинок, которая бы находилась в полном согласии со всеми наблюдениями.
Развитие моделей космической пыли в значительной степени сдерживается отсут-

Здесь £j и /4,- - диэлектрическая проницаемость и магнитная восприимчивость в каждом слое частицы, ку = у/ёуд7^0 > ^0 = ш/с _ волновое число в вакууме, ев - частота излучения, с - скорость света в вакууме, - нормаль к поверхности г - радиус-вектор, г = |г|.
Особенности базовой версии ЕВСМ
Для решения проблемы рассеяния используем подход, предложенный для однородных осесимметричных частиц в работе [49]. Особенностью этого подхода является то, что все поля разделяются на две части — осесимметричную, не зависящую от азимутального угла ф, и неосесимметричную, усреднение которой по ф дает нуль:
Ёи) (г) = 4° (*0 + 4Я (»0. # Ш (г) = 4Я (0 + 4Я (Г). (2-7)
где у = 1 п. Для осесимметричных и неосесимметричных частей полей задача решается независимо.
Для каждой из частей выбираются специальные потенциалы. Для осесимметричной части используются потенциалы Абрагама, а для неосесимметричной части — комбинации потенциалов Дебая, обычно используемых для шаров, и ^-компонентов вектора Герца, применяемых в случае бесконечно длинных цилиндров.
Решение задачи для осесимметричных частей
Введем скалярные потенциалы
Ри)(г) = Е(^{г) сояср, = на^(г) соя<р, (2.8)
где у - 1 п, а н #а,*> ~ азимутальные компоненты полей. Из уравнений Максвелла следует, что если, как обычно, для простоты рассматривать гармонические поля3 (изменение полей во времени описывается множителем ехр(—гшг)), то скалярные потенциалы р и у удовлетворяют скалярному уравнению Гельмгольца
дрШ(г) Щр^г) = 0. (2.9)
Потенциалы р и д связаны с ТЕ!- и ТМ-модами соответственно. Поскольку выражения для потенциалов р в целом подобны выражениям для q, мы будем возвращаться к
3Иные поля всегда можно представить как линейную комбинацию гармонических, и результат от этого не изменится [1|.