Подсчеты звезд

Расстояния и размеры темных туманностей определяются по подсчетам звезд одинаковой видимой яркости, находящихся на фоне туманности и в стороне от нее. На фоне туманности их меньше, ибо в действительности эти звезды ярче, т. е. более близки к нам и потому менее многочисленные, и лишь поглощение их света туманностью заставляет их казаться более далекими звездами, число которых должно быть больше.

Более точное представление о размере и свойствах частиц, образующих темные туманности и межзвездную пыль, дает теория рассеяния Ми, приводящая к тому, что наибольшее число частиц, их составляющих, имеет диаметр порядка 100 шр.

Прекрасный очерк методов изучения и результатов исследования темных туманностей и межзвездной пыли дан в книге проф. П. П. Паренаго «Курс звездной астрономии» , и потому мы ограничимся здесь лишь немногими данными, существенными для вопросов, рассматриваемых в настоящей монографии.

Различие между металлическими частичками и непроводниками состоит в том, что первые действительно поглощают свет, а вторые его рассеивают без потерь, идущих на нагревание., Таким образом, эффективное альбедо металлической пыли гораздо ниже, и тогда межзвездное пространство должно казаться темнее.

В пользу неметаллического состава космической пыли говорит значительное количество рассеянного света в Млечном Пути, накладывающегося на его фон по фотографическим измерениям.

Итак, масса материи, собранной в звезды, гораздо больше массы, заключенной в пыли, а масса газовых диффузных светлых туманностей еще меньше, так как плотность их и число меньше, чем у пылевых туманностей. Однако здесь еще не учтена масса межзвездной газовой среды, о которой речь будет дальше.