Вымирание (астрономия)

Для других видов использования см. Вымирание (устранение неоднозначности) .

Крайний пример видимого вымирания света, вызванный темной туманностью

В астрономии . вымирание - это поглощение и рассеяние электромагнитного излучения пылью и газом между излучающим объектом и наблюдателем астрономическим Межзвездное вымирание было впервые задокументировано как таковое в 1930 году Робертом Юлиусом Трумпллером . Однако его последствия 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 возле плоскости Млечного Пути , которые находятся в пределах нескольких тысяч парсец Земли, вымирание в визуальной полосе частот ( фотометрическая система ) составляет примерно 1,8 величины на килопарсек.

Для наблюдателей, связанных с землей , вымирание возникает как из межзвездной среды , так и из атмосферы Земли ; Это также может возникнуть из -за терморазмерной пыли вокруг наблюдаемого объекта. Сильное вымирание в атмосфере Земли некоторых областей длины волны (таких как рентгеновский , ультрафиолетовый и инфракрасный ) преодолевается путем использования космических обсерваторий . Поскольку синий свет гораздо более сильно ослаблен, чем красный свет, вымирание заставляет объекты кажутся более красными, чем ожидалось; Это явление называется межзвездным покраснением .

Межзвездное покраснение

Межзвездное покраснение - это явление, связанное с межзвездным вымиранием, когда спектр электромагнитного излучения из излучения источника излучения изменяет характеристики из того, что объект первоначально испускал . Покраснение происходит из -за рассеяния света от пыли и других веществ в межзвездной среде . Межзвездное покраснение - это другое явление от красного смещения , которое представляет собой пропорциональные частоты сдвига спектров без искажений. Покрасение преимущественно удаляет более короткие фотоны длины волны из излученного спектра, оставляя позади более длинные фотоны длины волны, оставляя спектроскопические линии неизменными.

В большинстве фотометрических систем используются фильтры (полосы пропускания), из которых показания величины света могут учитывать широту и влажность среди наземных факторов. Межзвездное покраснение приравнивается к «избытке цвета», определяемой как разница между наблюдаемым индексом цвета объекта и его внутренним индексом цвета (иногда называемый его нормальным индексом цвета). Последнее - это теоретическое значение, которое он имел бы, если не затронут исчезновением. В первой системе фотометрическая система UBV , разработанная в 1950 -х годах, и ее наиболее близко связанных преемников, избыток цвета объекта $E_{B-V}$ объекта связан с цветом B -V (калиброванный синий минус калиброванным видимым) с помощью:

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

Для основной звезды последовательности A0 (они имеют медианную длину волны и тепло среди основной последовательности) индексы цвета калибруются при 0 на основе внутреннего считывания такой звезды (± ровно 0,02 в зависимости от того, какая спектральная точка, то есть точная полоса пасса Сокращенное название цвета под вопросом, см. Индекс цвета ). Затем, по крайней мере, два и до пяти измеренных полосы пропускания по величине, затем сравнивают вычитанием: U, B, V, I или R, в течение которых цвет избыток из вымирания рассчитывается и вычитается. Название четырех суб-индейков (R минус I и т. Д.) И порядок вычитания перекалиброванных величин от правой слева влево в левой части.

Общие характеристики

Межзвездное покраснение происходит потому, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает синие световые волны больше, чем волны красного света, заставляя звезды более красными, чем они есть. Это похоже на эффект, наблюдаемый, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют красным закатам .

Вообще говоря, межзвездное вымирание является самым сильным на коротких длинах волн, как правило, наблюдается с использованием методов спектроскопии. Вымирание приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На этой общей форме наложены особенности поглощения (полосы длины волны, где интенсивность снижается), которые имеют различные истоки и могут дать подсказки относительно химического состава межзвездного материала, например, пылевых зерен. Известные особенности поглощения включают BUMP 2175 Å , диффузные межзвездные полосы , элемент водяного льда 3,1 мкм и силикатные особенности 10 и 18 мкм.

В Солнечном районе скорость межзвездного вымирания в V-диапазоне Johnson-Cousins ​​(визуальный фильтр), усредненный на длине волны 540 нм, обычно считается 0,7–1,0 мэг/KPC-simply в среднем из-за скопления межзвездного пыль. В целом, однако, это означает, что звезда будет иметь свою яркость, уменьшенную примерно на 2 на 2 в V-диапазоне, рассматриваемой с хорошей ночной точки зрения на Земле на каждую килопарсек (3260 световых лет), он находится дальше от нас. Полем

Количество вымирания может быть значительно выше, чем это в определенных направлениях. Например, некоторые регионы галактического центра переполнены очевидной промежуточной темной пылью из нашей спиральной руки (и, возможно, других) и самих в выпуклости плотного вещества, вызывая столь же 30 величин вымирания в оптическом менее 1 оптического фотона в 10 ¹² проходит через. Это приводит к зоне избегания , где наш взгляд на внегалактическое небо сильно затруднено, а фоновые галактики, такие как Dwingeloo 1 , были обнаружены только недавно с помощью наблюдений в радио и инфракрасном виде .

Общая форма ультрафиолета через ближний инфракрасный (от 0,125 до 3,5 мкм) кривой вымирания (построение построения по графику по графику по величине против длины волны, часто инвертированных), глядя с нашей точки зрения на другие объекты в Млечном пути , довольно хорошо охарактеризована на стоянке. Один параметр относительной видимости (такого видимого света) r (v) (который отличается по разным направлениям зрения), Но есть известные отклонения от этой характеристики. Расширение закона о вымирании в диапазон длины волны средней инфракрасной длины затруднено из-за отсутствия подходящих целей и различных вкладов по признакам поглощения.

R (V) сравнивает совокупные и конкретные вымирания. Это (v)/e (b - v) . Повторяется, это полное вымирание, а (v), разделенное на селективное полное вымирание (a (b) -a (v)) из этих двух длин волн (полосы). A (b) и A (v) являются общим вымиранием в B и V. полосах фильтров Другая мера, используемая в литературе, - это абсолютное вымирание a (λ)/a (v) на длине волны λ, сравнивая общее вымирание на этой длине волны с тем, что в полосе V.

Известно, что r (v) коррелирует со средним размером зерен пыли, вызывая вымирание. Для галактики Млечного пути типичное значение для r (v) - 3,1, но обнаружено, что он значительно варьируется в разных линиях зрения. В результате при вычислении космических расстояний может быть выгодно перемещаться на звездные данные из ближнего инфракрасного (из которых фильтр или полоса пассажиров довольно стандартны), где изменения и количество вымирания значительно меньше, и аналогичные отношения в отношении R (KS): 0,49 ± 0,02 и 0,528 ± 0,015 были обнаружены соответственно независимыми группами. Эти два более современных вывода существенно различаются по сравнению с обычно упомянутым историческим значением ≈0,7.

Соотношение между общим вымиранием, (v) (измерено в величине ) и плотностью колонки колонки нейтральных атомов водорода , n _h (обычно измеряется в CM ⁻² ), показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. Из исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и рентгеновского рассеяния ореол в Млечном Пути, Предуль и Шмитт обнаружили, что связь между N _H ​​и A (v) должна быть приблизительно:

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

(См. Также: ).

Астрономы определили трехмерное распределение вымирания в «солнечном круге» (нашу область нашей галактики), используя видимые и ближний инфракрасный звездные наблюдения и модель распределения звезд. Пыль, вызывающая вымирание в основном вдоль спиральных рук , как наблюдается в других спиральных галактиках.

Измерение вымирания в сторону объекта

Чтобы измерить кривую вымирания для звезды , спектр звезды сравнивается со наблюдаемым спектром аналогичной звезды, которая, как известно, не влияет на вымирание (неокрированное). Также возможно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого спектра для сравнения, но это реже. В случае излучения туманности , это обычно рассматривает отношение двух линий излучения , которые не должны влиять на температуру и плотность в туманности. Например, соотношение водородно-альфа к водородно-бета-бета- бете всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих у небул. Следовательно, соотношение, отличное от 2,85 должно быть обусловлено вымиранием, и, таким образом, можно рассчитать количество вымирания.

Функция 2175-Ангстрем

Одной из выдающихся особенностей измеренных кривых вымирания многих объектов в Млечном пути является широкий «удар» примерно в 2175 Å , в значительной степени в ультрафиолетовую область электромагнитного спектра. Эта особенность впервые наблюдалась в 1960 -х годах, Но его происхождение все еще не совсем понятно. Несколько моделей были представлены для учета этого удара, который включает в себя графитовые зерна со смесью молекул ПАУ . Исследования межзвездных зерен, встроенных в частицы межпланетной пыли (IDP), наблюдали эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах.

Кривые вымирания других галактик

График показывает средние кривые вымирания для бара MW, LMC2, LMC и SMC. Кривые построены по сравнению с 1/длиной волны, чтобы подчеркнуть ультрафиолетовое излучение.

Форма стандартной кривой вымирания зависит от состава ISM, которая варьируется от галактики к галактике. В местной группе наиболее определяемыми кривыми вымирания являются кривые из Млечного Пути, маленького магелланового облака (SMC) и большого магелланового облака (LMC).

В LMC существует значительное различие в характеристиках ультрафиолетового вымирания с более слабым ударом 2175 Å и более сильным отдаленным вымиранием в области, связанной с SuperShell LMC2 (рядом с районом Звездного вспышки Doradus), чем в других местах LMC и и в Млечном пути. В SMC более экстремальные вариации наблюдается с номером 2175 Å и очень сильным отдаленным вымиранием в звездном стержне и довольно нормальном ультрафиолетовом вымирании, наблюдаемом в более покоящемся крыле.

Это дает подсказки относительно композиции ISM в различных галактиках. Ранее считалось, что различные средние кривые вымирания в Млечном пути, LMC и SMC являются результатом различных металличностей трех галактик: металличность LMC составляет около 40% от Млечного пути , в то время как SMC 10%. Поиск кривых вымирания и поиск кривых вымирания в Млечном пути, которые больше похожи на те, которые находятся в LMC2 SuperShell of LMC и в баре SMC породил новую интерпретацию. Варианты кривых, наблюдаемых в магеллановых облаках и Млечном пути, могут быть вызваны обработкой зерна пылезации соседним звездным формацией. Эта интерпретация поддерживается работой в галактиках Starburst (которые подвергаются интенсивным эпизодам формирования звезд), которые показывают, что в их пыли не хватает шишки 2175 Å.

Атмосферное вымирание

Атмосферное исчезновение дает восходящему или устанавливающемуся солнцу оранжевый оттенок и варьируется в зависимости от места и высоты . Астрономические обсерватории , как правило, способны очень точно охарактеризовать локальную кривую вымирания, позволяющие исправлять наблюдения для эффекта. Тем не менее, атмосфера полностью непрозрачна для многих длин волн, требующих использования спутников для наблюдения.

Это вымирание имеет три основных компонента: рассеяние Рэлея по молекулам воздуха, рассеяние частиц и молекулярное поглощение . Молекулярное поглощение часто называют теллурическим поглощением , так как оно вызвано Землей ( теллурика является синонимом земной земли ). Наиболее важными источниками теллурического поглощения являются молекулярный кислород и озон , которые сильно поглощают излучение вблизи ультрафиолета и воду , которые сильно поглощают инфракрасные .

Количество такого вымирания является самым низким в зените наблюдателя и наибольшего возле горизонта . Данная звезда, предпочтительно в солнечной оппозиции, достигает своей наибольшей небесной высоты и оптимального времени для наблюдения, когда звезда находится рядом с местным меридианом вокруг солнечной полуночи и, если у звезды есть благоприятное склонение ( то есть наблюдателя , аналогично широте ); Таким образом, сезонное время из -за осевого наклона является ключевым. Вымирание аппроксимируется путем умножения стандартной кривой атмосферного вымирания (построенной по отношению к каждой длине волны) на среднюю массу воздуха , рассчитанная на продолжительность наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает инфракрасное вымирание.

Дальнейшее чтение

• Binney, J. & Merrifield, M. (1998). Галактическая астрономия . Принстон: издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-00402-0 .
• Howarth, Id (1983). «LMC и галактическое вымирание» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 203 (2): 301–304. Bibcode : 1983mnras.203..301H . doi : 10.1093/mnras/203.2.301 .
• Кинг, Д.Л. (1985). "Томосферное вымирание и рок шлюков обсерватории, La Palm" RGO/последняя техническая нота . 31 ​
• McCall, ML (2004). «При определении вымирания от покраснения». Астрономический журнал . 128 : 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004aj........128.2144m
• Руло, Ф.; Хеннинг, Т.; Stognienko, R. (1997). «Ограничения на свойствах межзвездного носителя 2175Ц». Астрономия и астрофизика . 322 : 633–645. Arxiv : Astro-ph/9611203 . Bibcode : 1997a & A ... 322..633r .