✖


Jump to content

Вымирание (астрономия)

(Перенаправлено из «Интерстеллар покраснение »)
Чтобы узнать о других значениях, см. Вымирание (значения) .
Крайний пример затухания видимого света, вызванного темной туманностью.

В астрономии . затухание — это поглощение и рассеяние электромагнитного излучения пылью и газом между излучающим объектом и наблюдателем астрономическим Межзвездное вымирание было впервые задокументировано в 1930 году Робертом Джулиусом Трамплером . [1] [2] Однако его эффекты были отмечены в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве . [3] и его влияние на цвета звезд наблюдалось рядом людей, которые не связывали его с общим присутствием галактической пыли . Для звезд, лежащих вблизи плоскости Млечного Пути и находящихся в пределах нескольких тысяч парсеков от Земли, поглощение в визуальном диапазоне частот ( фотометрическая система ) составляет примерно 1,8 звездной величины на килопарсек. [4]

Для наблюдателей, находящихся на Земле , поглощение возникает как в межзвездной среде , так и в атмосфере Земли ; он также может возникнуть из-за околозвездной пыли вокруг наблюдаемого объекта. Сильное затухание в атмосфере Земли некоторых диапазонов длин волн (таких как рентгеновское , ультрафиолетовое и инфракрасное излучение ) преодолевается за счет использования космических обсерваторий . Поскольку синий свет гораздо сильнее, ослабляется чем красный , из-за его затухания объекты кажутся более красными, чем ожидалось; это явление называется межзвездным покраснением . [5]

Межзвездное покраснение

[ редактировать ]

Межзвездное покраснение — явление, связанное с межзвездным затуханием, при котором спектр электромагнитного излучения источника излучения объект меняет характеристики по сравнению с теми, которые первоначально испускал . Покраснение происходит из-за рассеяния света пылью и другим веществом в межзвездной среде . Межзвездное покраснение — это явление, отличное от красного смещения , которое представляет собой пропорциональные частотные сдвиги спектров без искажений. Покраснение предпочтительно удаляет фотоны с более короткой длиной волны из излучаемого спектра, оставляя фотоны с большей длиной волны, оставляя спектроскопические линии неизменными.

В большинстве фотометрических систем используются фильтры (полосы пропускания), с помощью которых показания силы света могут учитывать широту и влажность среди земных факторов. Межзвездное покраснение приравнивается к «избытку цвета», определяемому как разница между наблюдаемым индексом цвета объекта и его собственным индексом цвета (иногда называемым его нормальным индексом цвета). Последнее представляет собой теоретическую ценность, которую он имел бы, если бы на него не повлияло вымирание. В первой системе, фотометрической системе UBV, разработанной в 1950-х годах, и ее наиболее близких преемниках, избыток цвета объекта объекта связано с цветом B-V (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

Для звезды главной последовательности типа A0 (они имеют среднюю длину волны и теплоту среди главной последовательности) показатели цвета калибруются на уровне 0 на основе внутреннего показания такой звезды (± ровно 0,02 в зависимости от того, какая спектральная точка, т. е. точная полоса пропускания в пределах сокращенное название цвета под вопросом, см. индекс цвета ). Затем путем вычитания сравниваются не менее двух и до пяти измеренных полос пропускания по величине: U, B, V, I или R, в ходе которого рассчитывается и вычитается избыток цвета от затухания. Название четырех субиндексов (R минус I и т. д.) и порядок вычитания перекалиброванных величин в этой последовательности идут справа налево.

Общие характеристики

[ редактировать ]

Межзвездное покраснение происходит потому, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает волны синего света больше, чем волны красного света, из-за чего звезды кажутся краснее, чем они есть на самом деле. Это похоже на эффект, наблюдаемый, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют появлению красных закатов . [6]

Вообще говоря, межзвездное поглощение наиболее сильно на коротких волнах, что обычно наблюдается с помощью методов спектроскопии. Гашение приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются особенности поглощения (полосы длин волн, в которых интенсивность понижена), которые имеют различное происхождение и могут дать ключ к разгадке химического состава межзвездного материала, например, пылевых зерен. Известные особенности поглощения включают выступ 2175 Å , диффузные межзвездные полосы , размером 3,1 мкм элемент водяного льда , а также элементы силиката размером 10 и 18 мкм .

В окрестностях Солнца скорость межзвездного поглощения в V-диапазоне Джонсона – Казинса (визуальный фильтр), усредненная на длине волны 540 нм, обычно принимается равной 0,7–1,0 магн./кпк – просто среднее значение из-за комковатости межзвездного пыль. [7] [8] [9] В целом, однако, это означает, что яркость звезды в V-диапазоне, если смотреть с хорошей точки ночного неба на Земле, будет уменьшаться примерно в 2 раза на каждый килопарсек (3260 световых лет), находящийся дальше от нас. .

По отдельным направлениям масштабы вымирания могут быть значительно выше. Например, некоторые регионы Галактического центра наводнены явно промежуточной темной пылью из нашего спирального рукава (и, возможно, других) и сами находятся в выпуклости плотной материи, что вызывает оптическое поглощение более чем на 30 звездных величин, а это означает, что менее 1 оптического фотона из 10 12 проходит. [10] В результате образуется зона избегания , где наш обзор внегалактического неба сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Двингелоо 1 , были обнаружены только недавно посредством наблюдений в радио- и инфракрасном диапазоне .

Общая форма кривой затухания ультрафиолетового излучения в ближнем инфракрасном диапазоне (от 0,125 до 3,5 мкм) (показывающая затухание по величине в зависимости от длины волны, часто инвертированная), если смотреть с нашей точки зрения на другие объекты Млечного Пути , довольно хорошо характеризуется один только параметр относительной видимости (такого видимого света) R(V) (который различен на разных лучах зрения), [11] [12] но известны отклонения от этой характеристики. [13] Распространение закона затухания на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих мишеней и различного вклада особенностей поглощения. [14]

R(V) сравнивает совокупное и частное вымирание. Это A(V)/E(B−V) . Другими словами, это общее затухание A(V), деленное на селективное полное затухание (A(B)-A(V)) этих двух длин волн (диапазонов). A(B) и A(V) — полное затухание в B и V. полосах фильтра Другой мерой, используемой в литературе, является абсолютное поглощение A(λ)/A(V) на длине волны λ, сравнивающее общее поглощение на этой длине волны с таковым в диапазоне V.

Известно, что R(V) коррелирует со средним размером пылинок, вызывающих вымирание. Для Галактики Млечный Путь типичное значение R(V) составляет 3,1, [15] но обнаружено, что они значительно различаются в зависимости от угла обзора. [16] В результате при расчете космических расстояний может быть выгодно перейти к данным о звездах из ближнего инфракрасного диапазона (для которого фильтр или полоса пропускания Ks вполне стандартны), где вариации и величина затухания значительно меньше, а соотношения аналогичны Р(Кс): [17] 0,49±0,02 и 0,528±0,015 были найдены независимыми группами соответственно. [16] [18] Эти два более современных результата существенно отличаются от обычно упоминаемой исторической ценности ≈0,7. [11]

Зависимость между полным поглощением A(V) (измеряется в величинах ) и плотностью столбца нейтральных водорода атомов N H (обычно измеряется в см −2 ), показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. Из исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и гало рассеяния рентгеновских лучей в Млечном Пути, Предель и Шмитт [19] обнаружил, что связь между N H ​​и A(V) примерно равна:

(см. также: [20] [21] [22] ).

Астрономы определили трехмерное распределение поглощения света в «солнечном круге» (нашем регионе нашей галактики), используя видимые и ближние инфракрасные звездные наблюдения и модель распределения звезд. [23] [24] Пыль, вызывающая вымирание, в основном лежит вдоль спиральных рукавов , как это наблюдается в других спиральных галактиках.

Измерение затухания в направлении объекта

[ редактировать ]

Чтобы измерить кривую вымирания звезды , спектр звезды сравнивают с наблюдаемым спектром аналогичной звезды, о которой известно, что она не подвержена вымиранию (не окрашенной). [25] Также для сравнения можно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого спектра, но это встречается реже. В случае эмиссионных туманностей обычно рассматривают соотношение двух эмиссионных линий , на которое не должны влиять температура и плотность в туманности. Например, отношение эмиссии альфа-водорода к эмиссии бета-водорода всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих в туманностях. Следовательно, соотношение, отличное от 2,85, должно быть связано с вымиранием, и таким образом можно рассчитать величину вымирания.

Особенность 2175 ангстрем

[ редактировать ]

Одной из характерных особенностей измеренных кривых затухания многих объектов Млечного Пути является широкий «выступ» около 2175 Å , расположенный далеко в ультрафиолетовой области электромагнитного спектра. Впервые эта особенность была обнаружена в 1960-х годах. [26] [27] но его происхождение до сих пор не совсем понятно. Для объяснения этого выступа было представлено несколько моделей, которые включают графитовые зерна со смесью молекул ПАУ . Исследования межзвездных зерен, внедренных в частицы межпланетной пыли (IDP), выявили эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах. [28]

Кривые вымирания других галактик

[ редактировать ]
График, показывающий средние кривые вымирания для MW, LMC2, LMC и SMC Bar. [29] Кривые построены в зависимости от 1/длина волны, чтобы подчеркнуть УФ.

Форма стандартной кривой поглощения зависит от состава МЗС, который варьируется от галактики к галактике. В Местной группе лучше всего определены кривые вымирания Млечного Пути, Малого Магелланова Облака (ММО) и Большого Магелланова Облака (БМО).

В БМО наблюдаются значительные различия в характеристиках ультрафиолетового поглощения с более слабым выступом на 2175 Å и более сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в области, связанной со сверхоболочкой LMC2 (около области звездообразования 30 Дораду), чем в других местах БМО и БМО. в Млечном Пути. [30] [31] В SMC наблюдаются более экстремальные вариации без выступа на 2175 Å и очень сильное затухание в дальнем УФ-диапазоне в звездообразующем Баре и довольно нормальное затухание ультрафиолета, наблюдаемое в более спокойном Крыле. [32] [33] [34]

Это дает ключ к пониманию состава МЗС в различных галактиках. Ранее считалось, что разные средние кривые поглощения в Млечном Пути, БМО и ММК являются результатом разной металличности трех галактик: металличность БМО составляет около 40% от металличности Млечного Пути , тогда как металличность ММО составляет около 10%. Нахождение кривых вымирания как в БМО, так и в ММО, которые аналогичны кривым, обнаруженным в Млечном Пути. [29] и найти кривые вымирания в Млечном Пути, которые больше похожи на кривые, обнаруженные в супероболочке LMC2 БМО. [35] и в баре SMC [36] породило новую интерпретацию. Изменения кривых, наблюдаемые в Магеллановых облаках и Млечном Пути, вместо этого могут быть вызваны обработкой пылевых частиц близлежащим звездообразованием. Эта интерпретация подтверждается работами в галактиках со вспышками звездообразования (которые переживают интенсивные эпизоды звездообразования), которые показывают, что в их пыли отсутствует выступ размером 2175 Å. [37] [38]

Атмосферное вымирание

[ редактировать ]

Атмосферное вымирание придает восходящему или заходящему Солнцу оранжевый оттенок и зависит от местоположения и высоты . Астрономические обсерватории обычно могут очень точно охарактеризовать локальную кривую поглощения, чтобы можно было скорректировать наблюдения с учетом эффекта. Тем не менее, атмосфера совершенно непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутников для проведения наблюдений.

Это угасание имеет три основных компонента: рэлеевское рассеяние на молекулах воздуха, рассеяние на твердых частицах и молекулярное поглощение . Молекулярное поглощение часто называют теллурическим поглощением , так как оно вызвано Землей ( теллурическое — синоним земного ). Важнейшими источниками теллурического поглощения являются молекулярный кислород и озон , сильно поглощающие излучение вблизи ультрафиолета , а также вода , сильно поглощающая инфракрасное излучение .

наблюдателя Величина такого вымирания минимальна в зените и максимальна вблизи горизонта . Данная звезда, предпочтительно в солнечной оппозиции, достигает своей наибольшей небесной высоты и оптимального времени для наблюдения, когда звезда находится вблизи местного меридиана около солнечной полуночи и если звезда имеет благоприятное склонение ( т. е наблюдателя . аналогично широте ); таким образом, сезонное время из-за осевого наклона имеет решающее значение. Вымирание аппроксимируется путем умножения стандартной кривой поглощения в атмосфере (построенной для каждой длины волны) на среднюю массу воздуха , рассчитанную за период наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает ослабление инфракрасного излучения.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Трамплер, Р.Дж. (1930). «Предварительные результаты о расстояниях, размерах и пространственном распределении рассеянных звездных скоплений» . Бюллетень Ликской обсерватории . 14 (420): 154–188. Бибкод : 1930LicOB..14..154T . doi : 10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T .
  2. ^ Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия . Спрингер. стр. 289. ISBN.  978-3-540-00179-9 . {{cite book}}: |work= игнорируется ( помогите )
  3. ^ Струве, FGW 1847, Санкт-Петербург: Наконечник. акад. Империал, 1847; IV, 165 с.; в 8.; ДКСС.4.211 [1]
  4. ^ Уиттет, Дуглас CB (2003). Пыль в галактической среде . Серия по астрономии и астрофизике (2-е изд.). ЦРК Пресс. п. 10. ISBN  978-0750306249 .
  5. ^ См. Бинни и Меррифельд, раздел 3.7 (1998, ISBN   978-0-691-02565-0 ), Кэрролл и Остли, раздел 12.1 (2007, ISBN   978-0-8053-0402-2 ) и Катнер (2003, ISBN   978-0-521-52927-3 ) для приложений в астрономии.
  6. ^ «Межзвездное покраснение, вымирание и красные закаты» . Astro.virginia.edu. 22 апреля 2002 г. Архивировано из оригинала 22 ноября 2017 г. Проверено 14 июля 2017 г.
  7. ^ Готлиб, DM; Апсон, WL (1969). «Локальное межзвездное покраснение» . Астрофизический журнал . 157 : 611. Бибкод : 1969ApJ...157..611G . дои : 10.1086/150101 .
  8. ^ Милн, Дания; Аллер, Л.Х. (1980). «Средняя модель галактического поглощения» . Астрофизический журнал . 85 : 17–21. Бибкод : 1980AJ.....85...17M . дои : 10.1086/112628 .
  9. ^ Линга, Г. (1982). «Открытые скопления в нашей Галактике». Астрономия и астрофизика . 109 : 213–222. Бибкод : 1982A&A...109..213L .
  10. ^ Шлегель, Дэвид Дж .; Финкбайнер, Дуглас П ; Дэвис, Марк (1998). «Карты инфракрасного излучения пыли для использования при оценке покраснения и переднего плана космического микроволнового фонового излучения». Астрофизический журнал . 500 (2): 525–553. arXiv : astro-ph/9710327 . Бибкод : 1998ApJ...500..525S . дои : 10.1086/305772 . S2CID   59512299 .
  11. ^ Перейти обратно: а б Карделли, Джейсон А .; Клейтон, Джеффри С .; Матис, Джон С. (1989). «Взаимосвязь между инфракрасным, оптическим и ультрафиолетовым затуханием». Астрофизический журнал . 345 : 245–256. Бибкод : 1989ApJ...345..245C . дои : 10.1086/167900 .
  12. ^ Валенсич, Линн А .; Клейтон, Джеффри С .; Гордон, Карл Д. (2004). «Свойства ультрафиолетового затухания в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 616 (2): 912–924. arXiv : astro-ph/0408409 . Бибкод : 2004ApJ...616..912В . дои : 10.1086/424922 . S2CID   119330502 .
  13. ^ Матис, Джон С .; Карделли, Джейсон А. (1992). «Отклонения межзвездных вымираний от среднего R-зависимого закона вымирания». Астрофизический журнал . 398 : 610–620. Бибкод : 1992ApJ...398..610M . дои : 10.1086/171886 .
  14. ^ ТК Фриц ; С. Гиллессен ; К. Доддс-Иден ; Д. Лутц ; Р. Гензель ; В. Рааб ; Т. Отт ; О. Пфуль ; Ф. Эйзенхауэр ; Ф. Юсуф-Заде (2011). «Инфракрасное затухание по линии в направлении к галактическому центру». Астрофизический журнал . 737 (2): 73. arXiv : 1105.2822 . Бибкод : 2011ApJ...737...73F . дои : 10.1088/0004-637X/737/2/73 . S2CID   118919927 .
  15. ^ Шульц, Г.В .; Вимер, В. (1975). «Межзвездное покраснение и ИК-избыток звезд О и В». Астрономия и астрофизика . 43 : 133–139. Бибкод : 1975A&A....43..133S .
  16. ^ Перейти обратно: а б Маджесс, Дэниел ; Дэвид Тернер ; Иштван Декани ; Данте Миннити ; Вольфганг Гирен (2016). «Ограничение свойств вымирания пыли с помощью исследования ВВВ». Астрономия и астрофизика . 593 : А124. arXiv : 1607.08623 . Бибкод : 2016A&A...593A.124M . дои : 10.1051/0004-6361/201628763 . S2CID   54218060 .
  17. ^ R(Ks) математически аналогично A(Ks)/E(J−Ks)
  18. ^ Нисияма, Сёго ; Мотохидэ Тамура ; Хирофуми Хатано ; Дайсуке Като ; Тошихико Танабэ ; Кодзи Сугитани ; Тэцуя Нагата (2009). «Закон межзвездного вымирания в направлении к галактическому центру III: полосы J, H, KS в системах 2MASS и MKO, а также 3,6, 4,5, 5,8, 8,0 мкм в системе Спитцер / IRAC». Астрофизический журнал . 696 (2): 1407–1417. arXiv : 0902.3095 . Бибкод : 2009ApJ...696.1407N . дои : 10.1088/0004-637X/696/2/1407 . S2CID   119205751 .
  19. ^ Предель, П. ; Шмитт, JHMM (1995). «Рентгеновское исследование межзвездной среды: наблюдения ROSAT за гало рассеяния пыли». Астрономия и астрофизика . 293 : 889–905. Бибкод : 1995A&A...293..889P .
  20. ^ Болин, Ральф К .; Блер Д. Сэвидж ; Дж. Ф. Дрейк (1978). «Обзор межзвездного HI на основе измерений поглощения L-альфа. II». Астрофизический журнал . 224 : 132–142. Бибкод : 1978ApJ...224..132B . дои : 10.1086/156357 .
  21. ^ Диплас, Афанассиос ; Блэр Д. Сэвидж (1994). «Обзор IUE межзвездного альфа-поглощения HI LY. 2: Интерпретации» . Астрофизический журнал . 427 : 274–287. Бибкод : 1994ApJ...427..274D . дои : 10.1086/174139 .
  22. ^ Güver, Толга ; Озель, Ферьял (2009). «Связь между оптическим ослаблением и плотностью столба водорода в Галактике» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (4): 2050–2053. arXiv : 0903.2057 . Бибкод : 2009МНРАС.400.2050Г . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15598.x .
  23. ^ Маршалл, Дуглас Дж .; Робин, AC; Рейле, К.; Шультайс, М.; Пико, С. (июль 2006 г.). «Моделирование распределения галактического межзвездного вымирания в трех измерениях». Астрономия и астрофизика . 453 (2): 635–651. arXiv : astro-ph/0604427 . Бибкод : 2006A&A...453..635M . дои : 10.1051/0004-6361:20053842 . S2CID   16845046 .
  24. ^ Робин, Энни С .; Рейле, К.; Деррьер, С.; Пико, С. (октябрь 2003 г.). «Синтетический взгляд на строение и эволюцию Млечного Пути». Астрономия и астрофизика . 409 (2): 523–540. arXiv : astro-ph/0401052 . Бибкод : 2003A&A...409..523R . дои : 10.1051/0004-6361:20031117 .
  25. ^ Карделли, Джейсон А .; Сембах, Кеннет Р .; Матис, Джон С. (1992). «Количественная оценка поглощения УФ-излучения, полученная на основе данных IUE о гигантах и ​​сверхгигантах». Астрономический журнал . 104 (5): 1916–1929. Бибкод : 1992AJ....104.1916C . дои : 10.1086/116367 . ISSN   0004-6256 .
  26. ^ Стечер, Теодор П. (1965). «Межзвездное вымирание в ультрафиолете». Астрофизический журнал . 142 : 1683. Бибкод : 1965ApJ...142.1683S . дои : 10.1086/148462 .
  27. ^ Стечер, Теодор П. (1969). «Межзвездное вымирание в ультрафиолете. II» . Астрофизический журнал . 157 : Л125. Бибкод : 1969ApJ...157L.125S . дои : 10.1086/180400 .
  28. ^ Брэдли, Джон; Дай, ЗР; и др. (2005). «Астрономическая особенность частиц межпланетной пыли размером 2175 Å». Наука . 307 (5707): 244–247. Бибкод : 2005Sci...307..244B . дои : 10.1126/science.1106717 . ПМИД   15653501 . S2CID   96858465 .
  29. ^ Перейти обратно: а б Гордон, Карл Д .; Джеффри К. Клейтон ; Карл А. Миссельт ; Арло У. Ландольт ; Майкл Дж. Вольф (2003). «Количественное сравнение Малого Магелланова облака, Большого Магелланова облака и ультрафиолета Млечного Пути с кривыми затухания в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 594 (1): 279–293. arXiv : astro-ph/0305257 . Бибкод : 2003ApJ...594..279G . дои : 10.1086/376774 . S2CID   117180437 .
  30. ^ Фитцпатрик, Эдвард Л. (1986). «Средняя кривая межзвездного вымирания Большого Магелланова Облака» . Астрономический журнал . 92 : 1068–1073. Бибкод : 1986AJ.....92.1068F . дои : 10.1086/114237 .
  31. ^ Миссельт, Карл А .; Джеффри К. Клейтон ; Карл Д. Гордон (1999). «Повторный анализ ультрафиолетового затухания межзвездной пыли в Большом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал . 515 (1): 128–139. arXiv : astro-ph/9811036 . Бибкод : 1999ApJ...515..128M . дои : 10.1086/307010 . S2CID   14175478 .
  32. ^ Леке, Ж .; Морис, Э .; Прево-Бурнихон, ML ; Превот, Л. ; Рокка-Вольмеранж, Б. (1982). «SK 143 - звезда SMC с ультрафиолетовым межзвездным погасанием галактического типа». Астрономия и астрофизика . 113 : L15–L17. Бибкод : 1982A&A...113L..15L .
  33. ^ Прево, ML ; Леке, Ж .; Превот, Л. ; Морис, Э .; Рокка-Вольмеранж, Б. (1984). «Типичное межзвездное вымирание в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 132 : 389–392. Бибкод : 1984A&A...132..389P .
  34. ^ Гордон, Карл Д .; Джеффри К. Клейтон (1998). «Звездное вымирание пыли в Малом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 500 (2): 816–824. arXiv : astro-ph/9802003 . Бибкод : 1998ApJ...500..816G . дои : 10.1086/305774 . S2CID   18090417 .
  35. ^ Клейтон, Джеффри С .; Карл Д. Гордон ; Майкл Дж. Вольф (2000). «Межзвездная пыль типа Магелланова облака вдоль линий обзора низкой плотности в Галактике». Серия приложений к астрофизическому журналу . 129 (1): 147–157. arXiv : astro-ph/0003285 . Бибкод : 2000ApJS..129..147C . дои : 10.1086/313419 . S2CID   11205416 .
  36. ^ Валенсич, Линн А .; Джеффри К. Клейтон ; Карл Д. Гордон ; Трейси Л. Смит (2003). «Маленькая межзвездная пыль типа Магелланова облака в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 598 (1): 369–374. arXiv : astro-ph/0308060 . Бибкод : 2003ApJ...598..369В . дои : 10.1086/378802 . S2CID   123435053 .
  37. ^ Кальцетти, Даниэла ; Энн Л. Кинни ; Таиса Сторчи-Бергманн (1994). «Пылевое вымирание звездных континуумов в галактиках со звездообразованием: закон ультрафиолетового и оптического вымирания». Астрофизический журнал . 429 : 582–601. Бибкод : 1994ApJ...429..582C . дои : 10.1086/174346 . hdl : 10183/108843 .
  38. ^ Гордон, Чарльз Д .; Даниэла Кальцетти ; Адольф Н. Витт (1997). «Пыль в звездообразных галактиках» Астрофизический журнал . 487 (2): 625–635. arXiv : astro-ph/9705043 . Бибкод : 1997ApJ...487..625G . дои : 10.1086/304654 . S2CID   2055629 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Extinction_(astronomy)&oldid=1235136356"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 3219301145d1da582b13ec1bb184180a__1721239380
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/32/0a/3219301145d1da582b13ec1bb184180a.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Extinction (astronomy) - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)