Вымирание (астрономия)

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 . Однако его эффекты были отмечены в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве . 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.

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 с помощью 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 .

Межзвездное покраснение

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 $E_{B-V}$ объекта связано с цветом B-V (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

$$E_{B-V}=(B-V)_{\textrm {observed}}-(B-V)_{\textrm {intrinsic}}\,$$

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

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 .

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. 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), который она находится 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. В результате образуется зона избегания , где наш обзор внегалактического неба сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Двингелоо 1 , были обнаружены лишь 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), но известны отклонения от этой характеристики. Распространение закона затухания на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих мишеней и различного вклада особенностей поглощения.

R(V) сравнивает совокупные и частные вымирания. 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, но обнаружено, что они значительно различаются в зависимости от угла зрения. 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): 0,49±0,02 и 0,528±0,015 были найдены независимыми группами соответственно. Эти два более современных результата существенно отличаются от обычно упоминаемой исторической ценности ≈0,7.

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 обнаружил, что связь между N _H ​​и A(V) примерно равна:

${\frac {N_{H}}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{atoms}}~{\mbox{cm}}^{-2}~{\mbox{mag}}^{-1}$

(см. также: ).

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

Измерение затухания в направлении объекта

Чтобы измерить кривую вымирания звезды , спектр звезды сравнивается с наблюдаемым спектром аналогичной звезды, о которой известно, что она не подвержена вымиранию (не окрашенной). 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

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 гг. 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.

Кривые вымирания других галактик

График, показывающий средние кривые вымирания для MW, LMC2, LMC и SMC Bar. 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. 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 ультрафиолетового излучения, наблюдаемое в более спокойном Крыле.

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%. Обнаружение кривых вымирания как в БМО, так и в ММО, которые аналогичны тем, что обнаружены в Млечном Пути. и найти кривые вымирания в Млечном Пути, которые больше похожи на кривые, обнаруженные в супероболочке LMC2 БМО. и в баре SMC породило новую интерпретацию. Вместо этого изменения в кривых, наблюдаемые в Магеллановых облаках и Млечном Пути, 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.

Атмосферное вымирание

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.

Дальнейшее чтение

• Бинни Дж. и Меррифилд М. (1998). Галактическая астрономия . Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-00402-0 .
• Ховарт, ID (1983). «БМО и галактическое вымирание» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 203 (2): 301–304. Бибкод : 1983MNRAS.203..301H . дои : 10.1093/mnras/203.2.301 .
• Кинг, Д.Л. (1985). «Атмосферное вымирание в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос, Ла-Пальма». Техническое примечание RGO/Ла-Пальма . 31 .
• Макколл, ML (2004). «Об определении вымирания по покраснению». Астрономический журнал . 128 : 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
• Руло, Ф.; Хеннинг, Т.; Стогниенко Р. (1997). «Ограничения на свойства межзвездного носителя 2175Å». Астрономия и астрофизика . 322 : 633–645. arXiv : astro-ph/9611203 . Бибкод : 1997A&A...322..633R .