Vyhynutí (astronomie) - Extinction (astronomy)

Pro jiná použití, vidět Extinction (disambiguation) .

V astronomii , extinkce je absorpce a rozptylu z elektromagnetického záření od prachu a plynu mezi emitující astronomického objektu a pozorovatele . Mezihvězdný zánik jako takový poprvé dokumentoval v roce 1930 Robert Julius Trumpler . Jeho účinky však byly zaznamenány v roce 1847 Friedrichem Georgem Wilhelmem von Struve a jeho účinek na barvy hvězd byl pozorován řadou jedinců, kteří jej nespojili s obecnou přítomností galaktického prachu. U hvězd, které leží v blízkosti roviny Mléčné dráhy a jsou v dosahu několika tisíc parseků Země, je zánik ve vizuálním pásmu frekvencí ( fotometrický systém ) zhruba 1,8  magnitudy na kiloparsec.

U pozorovatelů vázaných na Zemi vyhynutí vychází jak z mezihvězdného média (ISM), tak ze zemské atmosféry ; může také vzniknout z okolního prachu kolem pozorovaného objektu. Silné vyhynutí v zemské atmosféře některých oblastí vlnových délek (jako jsou rentgenové , ultrafialové a infračervené ) je překonáno využitím vesmírných observatoří. Vzhledem k tomu, že modré světlo je mnohem silněji tlumené než červené světlo, vyhynutí způsobí, že objekty vypadají červeněji, než se očekávalo, což je jev označovaný jako mezihvězdné zčervenání.

Mezihvězdné zčervenání

V astronomii , mezihvězdné zčervenání je fenomén spojený s mezihvězdným zániku, kde je spektrum z elektromagnetického záření ze zdroje záření mění vlastnosti, od toho, který objekt původně vysílané . Zarudnutí dochází v důsledku světelného rozptylu off prachu a jiných látek v mezihvězdném . Mezihvězdné zčervenání je jiný jev než červený posun , což jsou proporcionální frekvenční posuny spektra bez zkreslení. Zarudnutí přednostně odstraní kratší vlnové délky fotonů z vyzařovaného spektra, přičemž za sebou zanechá fotony s delší vlnovou délkou (v optickém světle červenějším ), přičemž spektroskopické čáry zůstanou nezměněny.

Ve většině fotometrických systémů se používají filtry (passbands), ze kterých mohou hodnoty velikosti světla brát v úvahu zeměpisnou šířku a vlhkost mezi pozemskými faktory. Mezihvězdné zarudnutí odpovídá „přebytku barev“, definovanému jako rozdíl mezi pozorovaným indexem barev objektu a jeho vlastním indexem barev (někdy označovaným jako jeho normální index barev). Ta druhá je teoretická hodnota, kterou by měla, kdyby nebyla ovlivněna vyhynutím. V prvním systému, fotometrickém systému UBV, který byl navržen v padesátých letech 20. století, a jeho nejbližších příbuzných následovníků je přebytek barvy objektu spojen s barvou objektu B-V (kalibrovaná modrá minus kalibrovaná viditelná):

Pro hvězdu hlavní sekvence typu A0 (tyto mají střední vlnovou délku a teplo mezi hlavní sekvencí) jsou barevné indexy kalibrovány na 0 na základě vlastního odečtu takové hvězdy (± přesně 0,02 v závislosti na tom, který spektrální bod, tj. Přesné pásmo uvnitř jedná se o zkrácený název barvy, viz index barev ). Nejméně dvě a až pět naměřených pásem o velikosti se poté porovná odečtením: U, B, V, I nebo R, během nichž se vypočítá a odečte přebytek barvy z extinkce. Název čtyř dílčích indexů (R minus I atd.) A pořadí odčítání rekalibrovaných veličin je v této posloupnosti zprava doleva.

Obecná charakteristika

Mezihvězdné zčervenání nastává, protože mezihvězdný prach pohlcuje a rozptyluje vlny modrého světla více než vlny červeného světla, takže hvězdy vypadají červeněji, než jsou. Je to podobné jako u efektu, kdy částice prachu v atmosféře Země přispívají k červeným západům slunce.

Obecně řečeno, mezihvězdný zánik je nejsilnější na krátkých vlnových délkách, což je obecně pozorováno použitím technik ze spektroskopie . Vyhynutí vede ke změně tvaru pozorovaného spektra. Na tomto obecném tvaru jsou superponovány absorpční prvky (pásma vlnových délek, kde je snížena intenzita), které mají různý původ a mohou poskytnout vodítko k chemickému složení mezihvězdného materiálu, např. Prachová zrna . Známé absorpční vlastnosti zahrnují hrbol 2175  Å , difúzní mezihvězdné pásy , 3,1  μm vodního ledu a 10 a 18 μm silikátové prvky.

Ve sluneční oblasti se míra mezihvězdného vyhynutí ve V-pásmu Johnson-Cousins ​​V (vizuální filtr) zprůměrovaná při vlnové délce 540 nm obvykle považuje za 0,7–1,0 mag / kpc - jednoduše průměr kvůli shluku mezihvězdného prach. Obecně to však znamená, že jas hvězdy bude ve V-pásmu snížen zhruba o faktor 2 při pohledu z výhodného bodu dobré noční oblohy na Zemi za každý kiloparsek (3260 světelných let), který je od nás vzdálenější .

Míra vyhynutí může být v konkrétních směrech výrazně vyšší než tato. Například některé oblasti Galaktického centra jsou zaplaveny zjevným zasahujícím tmavým prachem z našeho spirálního ramene (a možná i dalších) a samy o sobě v bouli husté hmoty, což v optické oblasti způsobuje více než 30 velikostí vyhynutí, což znamená, že prochází méně než 1 optický foton z 10 12 . To má za následek takzvanou zónu vyhýbání se , kde je náš pohled na extra-galaktickou oblohu vážně omezen a galaxie v pozadí, jako je Dwingeloo 1 , byly objeveny teprve nedávno pomocí pozorování v rádiu a infračerveném záření .

Obecný tvar ultrafialového záření prostřednictvím extinkční křivky blízké infračervené oblasti (0,125 až 3,5 μm) (vykreslení extinkce o velikosti proti vlnové délce, často obrácené) při pohledu z našeho úhlu pohledu na jiné objekty v Mléčné dráze , je docela dobře charakterizován stand- samotný parametr relativní viditelnosti (takového viditelného světla) R (V) (který se liší podle různých linií pohledu), ale existují známé odchylky od této charakterizace. Rozšíření extinkčního zákona do rozsahu vlnových délek střední infračervené oblasti je obtížné kvůli nedostatku vhodných cílů a různým příspěvkům absorpčních vlastností.

R (V) porovnává agregované a konkrétní vyhynutí. Je to A (V) / E (B-V) . V přepočtu jde o celkovou extinkci A (V) dělenou selektivní celkovou extinkcí (A (B) −A (V)) těchto dvou vlnových délek (pásem). A (B) a A (V) jsou úplné vyhynutí v pásmech B a V filtru. Dalším měřítkem použitým v literatuře je absolutní extinkce A (λ) / A (V) při vlnové délce λ, která porovnává celkovou extinkci při této vlnové délce s vlnovou délkou v pásmu V.

Je známo, že R (V) koreluje s průměrnou velikostí prachových zrn způsobujících vyhynutí. Pro naši vlastní galaxii, Mléčnou dráhu, je typická hodnota pro R (V) 3,1, ale bylo zjištěno, že se značně liší napříč různými zornými úhly. Výsledkem je, že při výpočtu kosmických vzdáleností může být výhodné přejít na hvězdná data z blízké infračervené oblasti (jejichž filtr nebo propustné pásmo Ks je zcela standardní), kde jsou variace a míra vyhynutí podstatně menší a podobné poměry k R (Ks): 0,49 ± 0,02 a 0,528 ± 0,015 byly nalezeny v nezávislých skupinách. Tyto dva modernější nálezy se podstatně liší v porovnání s běžně uváděnou historickou hodnotou ≈0,7.

Vztah mezi celkovým vyhynutím, A (V) (měřeno v magnitudech ), a hustotou kolony sloupce neutrálních atomů vodíku , NH (obvykle měřeno v cm −2 ), ukazuje, jak plyn a prach v mezihvězdném prostředí souvisejí . Ze studií využívajících ultrafialovou spektroskopii zarudlých hvězd a rentgenových paprsků rozptylujících halo v Mléčné dráze zjistili Predehl a Schmitt vztah mezi NH a A (V) přibližně:

(viz také :).

Astronomové určili trojrozměrné rozložení vyhynutí v „slunečním kruhu“ (naší oblasti naší galaxie ) pomocí viditelných a blízkých infračervených hvězdných pozorování a modelu distribuce hvězd. Prach způsobující vyhynutí leží hlavně podél spirálních ramen , jak bylo pozorováno v jiných spirálních galaxiích .

Měření vyhynutí směrem k objektu

Pro měření křivky extinkce pro hvězdy , hvězdy spektrum je v porovnání s pozorovaným spektrum podobné hvězdy je známo, že je ovlivněna extinkce (unreddened). Pro srovnání je také možné použít namísto pozorovaného spektra teoretické spektrum, ale toto je méně časté. V případě emisních mlhovin je běžné dívat se na poměr dvou emisních čar, které by neměly být ovlivněny teplotou a hustotou v mlhovině. Například poměr emise vodíku alfa k vodíku beta je vždy kolem 2,85 za širokého rozsahu podmínek převládajících v mlhovinách. Poměr jiný než 2,85 proto musí být způsoben vyhynutím a lze tak vypočítat míru vyhynutí.

Funkce 2175 angstromů

Jedním z významných rysů měřených křivek extinkce mnoha objektů v Mléčné dráze je široký „náraz“ kolem 2175 Å , hluboko do ultrafialové oblasti elektromagnetického spektra . Tato vlastnost byla poprvé pozorována v šedesátých letech minulého století, ale její původ není dosud dobře znám. Bylo představeno několik modelů, které vysvětlují tento náraz, které zahrnují grafitická zrna se směsí molekul PAH . Výzkum mezihvězdných zrn vložených do meziplanetárních prachových částic (IDP) pozoroval tuto vlastnost a identifikoval nosič s organickým uhlíkem a amorfními křemičitany přítomnými v zrnech.

Křivky vyhynutí jiných galaxií

Graf znázorňující průměrné extinkční křivky pro sloupce MW, LMC2, LMC a SMC. Křivky jsou vyneseny proti 1 / vlnové délce pro zdůraznění UV.

Forma standardní extinkční křivky závisí na složení ISM, které se liší od galaxie po galaxii. V místní skupině jsou nejlépe určenými zánikovými křivkami křivky Mléčné dráhy, Malého Magellanova mračna (SMC) a Velkého Magellanova mračna (LMC).

V LMC existují významné rozdíly v charakteristikách ultrafialového vyhynutí se slabším nárazem 2175 Å a silnějším vyzařováním v ultrafialovém záření v oblasti spojené se supershellem LMC2 (poblíž oblasti 30 trhání hvězd Doradus), než jaké jsou vidět jinde v LMC a v Mléčné dráze. V SMC je vidět extrémnější variace bez 2175 Å a velmi silné vyhynutí pomocí ultrafialového záření ve hvězdotvorné tyči a poměrně normální ultrafialové vyhynutí pozorované v klidnějším křídle.

To poskytuje vodítka ohledně složení ISM v různých galaxiích. Dříve se předpokládalo, že různé průměrné extinkční křivky v Mléčné dráze, LMC a SMC jsou výsledkem různých metalitií tří galaxií: metalicita LMC je asi 40% té, která je u Mléčné dráhy , zatímco SMC je asi 10%. Nalezení extinkčních křivek v LMC i SMC, které jsou podobné těm, které se nacházejí v Mléčné dráze, a nalezení extinkčních křivek v Mléčné dráze, které vypadají spíše jako křivky nalezené v supershellu LMC2 LMC a v panelu SMC, vedlo k nová interpretace. Změny v křivkách pozorovaných v Magellanova mračnech a Mléčné dráze mohou být místo toho způsobeny zpracováním prachových zrn blízkou tvorbou hvězd. Tato interpretace je podpořena prací v galaxiích s hvězdným výbuchem (které procházejí epizodami intenzivního formování hvězd), že jejich prachu chybí boule 2175 Å.

Atmosférický zánik

Atmosférický zánik dává vycházejícímu nebo zapadajícímu slunci oranžový odstín a liší se podle polohy a nadmořské výšky . Astronomické observatoře jsou obecně schopny velmi přesně charakterizovat lokální extinkční křivku, což umožňuje korekci pozorování na účinek. Atmosféra je nicméně zcela neprůhledná pro mnoho vlnových délek, které k pozorování vyžadují použití satelitů .

Tento zánik má tři hlavní složky: Rayleighův rozptyl od molekul vzduchu, rozptyl od částic a molekulární absorpci . Molekulární absorpce je často označována jako telurická absorpce , protože je způsobena Zemí ( telurická je synonymum pro suchozemské ). Nejdůležitějšími zdroji telurické absorpce jsou molekulární kyslík a ozon , které silně absorbují záření v blízkosti ultrafialového záření , a voda , která silně absorbuje infračervené záření .

Míra takového vyhynutí je nejnižší na zenitu pozorovatele a nejvyšší blízko horizontu . Daná hvězda, nejlépe při sluneční opozici, dosáhne své největší nebeské výšky a optimálního času pro pozorování, když je hvězda poblíž místního poledníku kolem sluneční půlnoci a pokud má hvězda příznivou deklinaci (tj. Podobnou zeměpisné šířce pozorovatele ); klíčový je tedy sezónní čas v důsledku axiálního náklonu . Extinkce se aproximuje vynásobením standardní atmosférické extinkční křivky (vynesené proti každé vlnové délce) střední hmotností vzduchu vypočítanou po dobu pozorování. Suchá atmosféra významně snižuje vyhynutí infračerveného záření.

Reference

Další čtení