Рассеяние электромагнитного излучения сферическими полидисперсными частицами - Дейрменджан Д.
Скачать (прямая ссылка):
Глава 4. Анализ и применение полученных результатов
155
неизвестных условиях и на громадных от пас расстояниях. Даже возможность получения проб таких частиц для лабораторного анализа является весьма отдаленной перспективой, не говоря уже о решении обратных задач, где имеются еще большие трудности, чем в случае атмосферных частиц (сравни разд. 4.3.2). Тем не менее логично закончить изложение наших результатов рассмотрением проблемы межзвездных частиц, поскольку само их открытие является крупнейшим достижением теории рассеяния света.
Вероятно, следует согласиться с замечанием ван де Хюлста, что «теория Ми... скорее поможет нам определить размеры жировых частиц в молоке, чем размеры твердых частиц в Млечном Пути» 11281. Тем не менее мы все-таки убеждены, что возможности этой теории, особенно в сочетании с различными моделями распределений по размерам и комплексными показателями преломления, еще полностью не исчерпаны. В табличной части книги нет моделей, предназначенных специально для рассмотрения этой проблемы. Однако автор намеревается обсудить ее в будущем. Некоторые из представленных моделей как с новыми, так и старыми значениями оптических констант для чистого железа (табл. 6) и характерными размерами межзвездных частиц (ср. табл. Т. 115—Т. 123) ясно показывают, что ослабление этими частицами почти не зависит от длины волны. Это происходит в основном из-за изменения вещественной и мнимой частей комплексного показателя преломления т с длиной волны Я. Согласно проведенным расчетам, этот результат не изменится, если для каждой длины волны прекращать интегрирование при меньшем значении верхнего предела х2, чем указано в таблицах. Например, путем графической интерполяции (экстраполяции) кривых, изображенных на рис. 22, получаем для модели дымки L и железных частиц значения, которые приведены в таблице справа.
Значения Росл(г2), представленные в последней строчке этой таблицы, соответствуют аналогичной величине в табл. Т. 117—
Т. 119. Этот пример поддерживает первоначальный вывод ван де Хюлста о том, что межзвездные частицы по своей природе диэлектрические, а не металлические. Например, наши результаты подтверждают, что водяные или подобные им частицы с таким же распределением по размерам, как у межзвездных частиц (см. кривые для моделей дымки Н и L на рис. 29), приводят к правильной зависимости ослабления от длины волны.
Упомянутые выше «металлические» модели показывают, что, как правило, на величину ослабления не влияют изменения действительной и мнимой частей комплексного показателя преломления т (ср. табл. Т. 115 и Т. 116 с габл. Т. 117 и Т. 119). Однако эти изменения
г>, мкм X — 0,4 4 I МКМ А = 0,589 МКМ ?.=¦(),6G8 мкм
0,1 (0,145) (0,140) (0,137)-Ю-з
0,2 0,760 0,750 (0,748)-10_:!
0,3 1,65 1,64 1,62-10-»
>2,5 4,78 4,79 4,81-10-»
156
Теория рассеяния света
существенно меняют величину альбедо однократного рассеяния, а также характер углового распределения и поляризации рассеянного света. Поэтому любые выводы относительно химического состава межзвездных частиц (железо, графит и т. д.), сделанные на основании наблюдений одного ослабления, необходимо рассматривать только как предварительные. Заметим, что, согласно более поздним наблюдениям, спектральные зависимости межзвездного ослабления [1291 и степени поляризации [1301 не являются одинаковыми для всех участков неба. Это указывает, кроме всего прочего, на то, что характерный размер и распределение по размерам межзвездных частиц в различных участках Млечного Пути могут различаться. Во всяком случае, в вопросе о вероятных значениях т и п (г) еще очень многое остается неясным.
Одна интересная особенность используемых функций распределения связана с полной массой всех межзвездных частиц, необходимой для получения требуемого ослабления при данном тине распределения. Эта величина определяется интегралом (87) и приведена в табл. 5 для каждой модели (разд. 3.4). Из обсуждения полученных результатов и характера интеграла (87) следует, что частицы с большим радиусом, чем г2, не влияют на величину коэффициента ослабления или оптической толщины. В то же время учет таких частиц должен существенным образом изменять массу всех частиц благодаря множителю г1, входящему в выражение (87). Это означает, что если бы распределение межзвездных частиц но размерам подчинялось указанным законам, то результирующее ослабление не позволило бы точно определить их массу. Следовательно, в этом случае невозможно было бы учитывать существование частиц с размерами, превышающими типичные. Аналогичные замечания необходимо сделать и при рассмотрении интенсивности и поляризации света, рассеянного межзвездными частицами. Таким образом, в определенной мере подтверждается гипотеза о существовании некоторого количества больших «кусков» вещества, не обнаруживаемых в зодиакальном облаке при помощи существующих методов наблюдений. Относительную массу и число таких сверхкрупных рассеивателей можно легко включить в рассмотренные модели. Заметим, что возможное распределение по массам и размерам межзвездных частиц, соответствующее величине их ослабления, использовалось при разработке теорий образования, устойчивости и времени жизни межзвездного вещества [127, стр. 222 и 2481.
