Поглощающие свойства пыли

Оорт и другие также рассматривали в 1943—1946 гг. процесс сгущения газа в пылинки и нашли, что он очень сильно зависит от плотности газа. Образование мелких пылинок пропорционально р. Если в какой-либо галактике плотность газа была в 10 раз больше, то должно было бы образоваться в 10 раз больше частиц. Между тем во всех них поглощающие свойства пыли примерно одинаковые. Оорт объясняет это тем, что с ростом числа частиц растет и число их столкновений, а следовательно и число процессов их испарения. Это и поддерживает плотность образующейся космической шали на одном уровне. Лишь в пределах плотности 210"24—5010~24 г/см3 межзвездных частиц достаточно много и они достаточно велики, чтобы проявить поглощательную способность в наблюдаемой степени. При плотности втрое меньшей, чем та, которая нас окружает реально, образующаяся пыль станет незаметной для нас, так как перестанет заметно поглощать свет звезд. Если же плотность газа была бы в 10 раз больше, то общее поглощение в пыли было бы такое же, какое мы наблюдаем, но размеры образующихся пылинок стали бы в 10 раз меньше и поглощение происходило бы уже по закону Релея. При еще большей плотности газа поглощение образующейся пылью опять стало бы незаметным. Эти подсчеты автор теории применяет к наблюдениям темной материи в галактиках, но мы не будем на этом останавливаться, так как это не относится к нашей теме.

Объем работы не позволяет обсуждать дальнейшую судьбу диффузных туманностей, состоящих из пыли. Эта область не имеет к тому же такой твердой почвы, как изложенная нами теория эволюции и происхождения газовой материи. Отметим лишь, что в 1935 г. Линдблад, не затрагивая туманностей, применял свой механизм образования космической пыли к объяснению происхождения солнечной системы. Он считал возможным дальнейший рост пылевых частиц до размера метеорных тел и соединение последних в планеты и спутники, усматривая наличие нужных для этого условий во внешних частях звезд с исключительно протяженными атмосферами. Размеры этих атмосфер должны быть порядка размеров солнечной системы, т. е. в сотни раз меньше размеров наименьших из планетарных туманностей.