Вымирание (астрономия)

редактировать
В астрономии - поглощение и рассеяние электромагнитного излучения пылью и газом между испускающим астрономическим объектом и наблюдателем

В астрономии, поглощение - это поглощение и рассеяние электромагнитного излучения пылью и газом между излучающий астрономический объект и наблюдатель. Межзвездное вымирание впервые было задокументировано в 1930 году Робертом Джулиусом Трамплером. Однако его эффекты были отмечены в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве, а его влияние на цвета звезд наблюдалось рядом людей, которые не связывали его с общее присутствие галактической пыли. Для звезд, которые лежат около плоскости Млечного Пути и находятся в пределах нескольких тысяч парсек от Земли, угасание в видимом диапазоне частот (фотометрическая система ) составляет примерно 1,8 звездной величины на килопарсек.

Для наблюдателей, находящихся на Земле, вымирание возникает как в межзвездной среде (ISM) и атмосфера Земли ; он также может возникать из околозвездной пыли вокруг наблюдаемого объекта. Сильное поглощение в атмосфере Земли некоторых областей с длиной волны (таких как рентгеновское, ультрафиолетовое и инфракрасное ) преодолевается за счет использования космических обсерваторий. Поскольку синий свет гораздо сильнее ослабляется, чем красный свет, при поглощении объекты выглядят более красными, чем ожидалось, и это явление называется межзвездным покраснением.

Содержание

  • 1 Межзвездное покраснение
  • 2 Общие характеристики
  • 3 Измерение поглощения по направлению к объекту
  • 4 Особенность 2175 ангстрем
  • 5 Кривые поглощения других галактик
  • 6 Атмосферное поглощение
  • 7 Ссылки
  • 8 Дополнительная литература

Межзвездное покраснение

В астрономии межзвездное покраснение - это явление, связанное с межзвездным поглощением, где спектр из электромагнитных излучение от источника излучения изменяет характеристики по сравнению с теми, которые исходно излучал объект. Покраснение происходит из-за света рассеяния на пыли и других веществах в межзвездной среде. Межзвездное покраснение - это явление, отличное от красного смещения, которое представляет собой пропорциональные частотные сдвиги спектров без искажения. Покраснение предпочтительно удаляет более короткие волновые фотоны из излучаемого спектра, оставляя более длинноволновые фотоны (в оптическом, свет более красный ), оставив без изменений спектральные линии.

В большинстве фотометрических систем используются фильтры (полосы пропускания), по которым показания величины света могут учитывать широту и влажность среди земных факторов. Межзвездное покраснение приравнивается к «избытку цвета», определяемому как разница между наблюдаемым показателем цвета объекта и его внутренним показателем цвета (иногда называемым его нормальным показателем цвета). Последнее - это теоретическая ценность, которую он имел бы, если бы не исчезновение. В первой системе фотометрическая система UBV, разработанная в 1950-х годах, и ее наиболее близкие последователи, избыток цвета объекта EB - V {\ displaystyle E_ {BV}}E _ {{BV}} связано с цветом B − V объекта (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

EB - V = (B - V) наблюдаемый - (B - V) внутренний {\ displaystyle E_ {BV } = (BV) _ {\ textrm {Наблюдаемый}} - (BV) _ {\ textrm {intrinsic}} \,}E _ {{BV }} = (BV) _ {{{\ textrm {замечено}}}} - (BV) _ {{{\ textrm {intrinsic}}}} \,

Для звезды главной последовательности типа A0 (они имеют среднюю длину волны и тепло среди звезд главной последовательности) показатели цвета откалиброваны на 0 на основе внутреннего считывания такой звезды (± точно 0,02 в зависимости от того, какая спектральная точка, т. е. точная полоса пропускания в сокращенном названии цвета, находится под вопросом, см. индекс цвета ). Затем по меньшей мере две и до пяти измеренных полос пропускания по величине сравниваются путем вычитания: U, B, V, I или R, во время которых вычисляется и вычитается избыток цвета от затухания. Название четырех субиндексов (R минус I и т. Д.) И порядок вычитания перекалиброванных величин - справа налево в этой последовательности.

Общие характеристики

Межзвездное покраснение происходит потому, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает синие световые волны больше, чем красные световые волны, в результате чего звезды кажутся более красными, чем они есть на самом деле. Это похоже на эффект, наблюдаемый, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют возникновению красных закатов.

Вообще говоря, межзвездное поглощение наиболее сильно на коротких волнах, обычно наблюдаемое с использованием методов спектроскопии. Погашение приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются особенности поглощения (полосы длин волн, где интенсивность снижается), которые имеют различное происхождение и могут дать ключ к разгадке химического состава межзвездного вещества, например крупинки пыли. Известные характеристики поглощения включают выступ 2175 Å, диффузные межзвездные полосы, элемент водяного льда 3,1 мкм и силикатный 10 и 18 мкм особенности.

В окрестностях Солнца скорость межзвездного поглощения в полосе V Джонсона-Казинса (визуальный фильтр), усредненная на длине волны 540 нм, обычно принимается равной 0,7–1,0 магн. / kpc - просто среднее значение из-за комковатости межзвездной пыли. В целом, однако, это означает, что яркость звезды будет уменьшаться примерно в 2 раза в полосе V при просмотре с хорошей точки ночного неба на Земле на каждые килопарсек (3260 световых лет). это дальше от нас.

Степень вымирания может быть значительно выше в определенных направлениях. Например, некоторые области Центра Галактики наводнены очевидной промежуточной темной пылью от нашего спирального рукава (и, возможно, других), а сами они образуют выпуклость из плотной материи, вызывая более 30 звездных величин вымирания. в оптическом, то есть проходит менее 1 оптического фотона из 10. Это приводит к так называемой зоне избегания, где наш взгляд на внегалактическое небо сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Двингело 1, были обнаружены только недавно. наблюдения в радио и инфракрасном.

Общая форма кривой поглощения в диапазоне от ультрафиолета до ближнего инфракрасного (от 0,125 до 3,5 мкм) (вычерчивание величины поглощения по величине в зависимости от длины волны, часто инвертированной), если смотреть с нашей точки зрения точка на другие объекты в Млечном Пути, довольно хорошо характеризуется отдельным параметром относительной видимости (такого видимого света) R (V) (который различается для разных линий зрения), но известны отклонения от этой характеристики. Распространение закона ослабления на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих целей и различного вклада характеристик поглощения.

R (V) сравнивает совокупное и частное ослабления. Это A (V) / E (B − V). Другими словами, это полное поглощение, A (V), деленное на избирательное полное поглощение (A (B) -A (V)) этих двух длин волн (полос). A (B) и A (V) - полное ослабление в полосах фильтров B и V. Еще одна мера, используемая в литературе, - это абсолютное ослабление A (λ) / A (V) на длине волны λ, сравнивая полное поглощение на этой длине волны с поглощением в полосе V.

R (V), как известно, коррелирует со средним размером пылинок, вызывающих вымирание. Для нашей галактики, Млечного Пути, типичное значение R (V) составляет 3,1, но обнаружено, что оно значительно различается на разных лучах зрения. В результате при вычислении космических расстояний может быть выгодно перейти к данным о звездах из ближнего инфракрасного диапазона (из которых фильтр или полоса пропускания Ks являются вполне стандартными), где вариации и величина поглощения 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 открытия существенно различаются относительно обычно упоминаемого исторического значения ≈0,7.

Отношение между полным вымиранием, A (V) (измеряется в звездных величинах ), и столбец плотности нейтральных атомов водорода столбец, N H (обычно измеряется в см), показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. На основе исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и гало рассеяния рентгеновских лучей в Млечном Пути Предель и Шмитт обнаружили, что соотношение между N H и A (V) приблизительно равно:

NHA (V) ≈ 1,8 × 10 21 атома см - 2 mag - 1 {\ displaystyle {\ frac {N_ {H}} {A (V)}} \ примерно 1,8 \ times 10 ^ {21} ~ {\ t_dv {atom}} ~ {\ t_dv {cm}} ^ {- 2} ~ {\ t_dv {mag}} ^ {- 1}}{\ frac {N_ {H}} {A (V)}} \ примерно 1,8 \ умножить на 10 ^ {{21}} ~ {\ t_dv {atom}} ~ { \ t_dv {cm}} ^ {{- 2}} ~ {\ t_dv {mag}} ^ {{- 1}}

(см. также :).

Астрономы определили трехмерное распределение поглощения в «солнечном круге» (наш регион нашей галактики ), используя наблюдения звезд в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне, а также модель распределения звезды. Пыль, вызывающая вымирание, в основном лежит вдоль спиральных рукавов, как это наблюдается в других спиральных галактиках.

Измерение поглощения в направлении объекта

Измерение кривой поглощения для звезда, спектр звезды сравнивается с наблюдаемым спектром аналогичной звезды, о которой известно, что на нее не влияет поглощение (без красного цвета). Также можно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого для сравнения, но это менее распространено. В случае эмиссионных туманностей обычно рассматривают соотношение двух эмиссионных линий, на которые не должны влиять температура и плотность. в туманности. Например, отношение альфа водорода к бета излучения водорода всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих в туманностях. Следовательно, отношение, отличное от 2,85, должно быть связано с исчезновением, и, таким образом, можно рассчитать степень вымирания.

Особенность 2175 ангстрем

Одной из характерных черт измеренных кривых поглощения многих объектов в пределах Млечного Пути является широкая «выпуклость» примерно на 2175 Å, глубоко внутри ультрафиолетовая область электромагнитного спектра. Эта особенность была впервые обнаружена в 1960-х годах, но ее происхождение до сих пор недостаточно изучено. Было представлено несколько моделей для объяснения этого выступа, которые включают зерна графита со смесью молекул ПАУ. Исследования межзвездных зерен, погруженных в частицы межпланетной пыли (IDP), обнаружили эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах.

Кривые экстинкции других галактик

График, показывающий средние кривые поглощения для стержней MW, LMC2, LMC и SMC. Кривые построены в зависимости от 1 / длина волны, чтобы подчеркнуть УФ.

Форма стандартной кривой поглощения зависит от состава ISM, который варьируется от галактики до галактики. В Местной группе лучше всего определены кривые поглощения Млечного Пути, Малого Магелланова Облака (SMC) и Большого Магелланова Облака (LMC).

В LMC наблюдается значительное изменение характеристик ультрафиолетового поглощения с более слабым выступом 2175 Å и более сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в области, связанной со сверхоболочкой LMC2 (около области звездообразования 30 Doradus), чем видели в других местах в БМО и в Млечном Пути. В SMC наблюдается более экстремальная вариация без 2175 Å и очень сильное поглощение в дальнем УФ-диапазоне в баре звездообразования и довольно нормальное ультрафиолетовое поглощение, наблюдаемое в более спокойном Крыле.

Это дает ключ к разгадке состава ISM в различных галактиках. Ранее считалось, что разные средние кривые поглощения в Млечном Пути, LMC и SMC являются результатом разной металличности трех галактик: металличность LMC составляет около 40% от металличности Млечный Путь, в то время как SMC составляет около 10%. Обнаружение кривых экстинкции как в LMC, так и в SMC, которые похожи на те, что обнаружены в Млечном Пути, и нахождение кривых экстинкции в Млечном Пути, которые больше похожи на те, что находятся в сверхоболочке LMC2 LMC и в полосе SMC, привело к возникновению новая интерпретация. Вариации кривых, наблюдаемые в Магеллановых облаках и Млечном Пути, могут быть вызваны обработкой пылинок близлежащим звездообразованием. Эта интерпретация подтверждается исследованиями галактик со вспышками звездообразования (которые подвергаются интенсивным эпизодам звездообразования) о том, что в их пыли отсутствует выступ 2175 Å.

Атмосферное поглощение

Атмосферное поглощение дает рост или настройка Солнце имеет оранжевый оттенок и зависит от местоположения и высоты. Астрономические обсерватории обычно могут очень точно охарактеризовать локальную кривую поглощения, что позволяет вносить поправки в наблюдения за эффектом. Тем не менее, атмосфера полностью непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутников для проведения наблюдений.

У этого поглощения есть три основных компонента: рэлеевское рассеяние на молекулах воздуха, рассеяние частицами и молекулярное поглощение. Молекулярное поглощение часто называют теллурическим поглощением, поскольку оно вызывается Землей (теллурическое - это синоним земного). Наиболее важными источниками теллурического поглощения являются молекулярный кислород и озон, которые сильно поглощают излучение вблизи ультрафиолета, и вода, которая сильно поглощает инфракрасный.

Величина такого вымирания наименьшая в зените наблюдателя и наибольшая около горизонта. Данная звезда, предпочтительно в оппозиции к Солнцу, достигает своей наибольшей небесной высоты и оптимального времени для наблюдения, когда звезда находится около местного меридиана около солнечной полуночи и если звезда имеет благоприятное склонение (т. е. похоже на широту наблюдателя); таким образом, сезонное время из-за наклона оси является ключевым. Вымирание аппроксимируется умножением стандартной кривой атмосферного поглощения (нанесенной на каждую длину волны) на среднюю воздушную массу, рассчитанную за время наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает ослабление инфракрасного излучения.

Ссылки

Дополнительная литература

  • Binney, J. Merrifield, M. (1998). Галактическая астрономия. Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-00402-0.
  • Ховарт, И. Д. (1983). "БМО 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). «Атмосферное вымирание в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос, Ла-Пальма». Техническая записка RGO / La Palma. 31.
  • МакКолл, М. Л. (2004). «Об определении исчезновения по покраснению». Астрономический журнал. 128 : 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
  • Rouleau, F.; Henning, T.; Стогниенко, Р. (1997). «Ограничения на свойства межзвездного носителя характеристик 2175Å». Астрономия и астрофизика. 322 : 633–645. arXiv : astro-ph / 9611203. Bibcode :1997AA...322..633R.
Последняя правка сделана 2021-05-19 10:14:50
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте