Absorbția interstelară

Absorbția interstelară , sau atenuarea interstelară (și extincție interstelară (galactică) , din latinescul  exstinctio  - extincție [1] ), este absorbția și împrăștierea radiațiilor electromagnetice de către materia situată în spațiul interstelar [2] . Pentru stelele din discul Căii Lactee, extincția în banda V este de aproximativ 1,8 m pe kiloparsec [3] .

Istorie

Influența extincției interstelare asupra culorii stelelor (înroșirea interstelară) a fost observată mult timp, dar nu a fost în niciun caz asociată cu extincția interstelară și cu praful galactic. Vasily Struve [4] a observat manifestări ale dispariției interstelare în 1847 , iar Robert Julius Trumpler a descris acest fenomen în 1930 [5] [6] .

Caracteristici

Absorbția interstelară are loc datorită faptului că particulele de praf situate pe linia de vedere absorb o parte din lumină și o reemit în cealaltă direcție. În medie, diametrul particulelor de praf este de la 0,1 la 1 micron [7] .

Deoarece praful interstelar este conținut în principal în planul galaxiei, tocmai în el (când este observat în intervalul vizibil) extincția ajunge la menționați 1,8 m pe kiloparsec (această valoare se mai numește și absorbție specifică). Acest lucru face ca observațiile altor galaxii din apropierea planului Căii Lactee să fie foarte dificile, iar această regiune este numită zonă de evitare . În ea au fost descoperite doar un număr mic de galaxii, de exemplu, Dwingeloo 1 , care a fost observată doar în intervalele radio și infraroșu , în care absorbția este mai slabă [8] . Spre comparație, în direcția către polul galactic, absorbția interstelară (nu specifică, ci totală) este de doar 0,15 m [7] .

Extincția interstelară este cea mai pronunțată în direcția către centrul galaxiei noastre. Regiunile centrale ale galaxiei sunt situate la o distanță de 8 kiloparsecs de Pământ, dar lumina vizibilă care vine din ele experimentează o absorbție cu mai mult de 30 m . Cu alte cuvinte, nu mai mult de un foton dintr-un trilion [9] ajunge la un observator de pe Pământ .

Dependența de lungime de undă a absorbției

Praful interstelar absoarbe lumina diferit la diferite lungimi de unda. În general, cu cât lungimea de undă a luminii este mai mare, cu atât este mai slab absorbită - acest fenomen se numește absorbție selectivă. Absorbția selectivă se explică prin faptul că un grăunte de praf poate absorbi lumina cu o lungime de undă mai mică sau egală cu dimensiunea grăuntelor de praf. Adică, cu cât lungimea de undă a luminii este mai mare, cu atât mai puține particule de praf o pot absorbi și invers. Calculele arată că absorbția specifică este invers proporțională cu lungimea de undă [10] , cu toate acestea, în practică, în intervalul de la 3700 Å (aproape ultraviolet ) la 48000 Å (infraroșu mediu), absorbția specifică este proporțională cu lungimea de undă și puterea lui - 1,85 [7] .

Dependența de lungime de undă a absorbției poate fi, de asemenea, exprimată ca unde A V  este valoarea absorbției și E B−V  este modificarea indicelui de culoare B−V . Se mai numește și exces de culoare:

În medie, valoarea adimensională R V este 3,1-3,2. În consecință, excesul de culoare pentru un obiect aflat la o distanță de 1 kpc este de 0,6 m . Cu toate acestea, pentru unele zone ale cerului, RV poate lua valori de la 2 la 5. Această valoare în sine este de mare importanță pentru astronomia stelară: valoarea extincției nu poate fi măsurată direct, dar corecția extincției este necesară pentru a determina distanța. spre stea. Cunoscând însă excesul de culoare, se poate determina valoarea de absorbție [7] [11] .

Astfel, din cauza extincției interstelare, obiectele devin nu numai mai slabe, ci și mai roșii. Acest fenomen se numește „ înroșirea interstelară a luminii ” [10] .

Nu trebuie confundat cu conceptul de deplasare către roșu , care are o natură și manifestări complet diferite: de exemplu, lungimea de undă a radiației monocrome nu se modifică din cauza înroșirii interstelare, dar se modifică din cauza deplasării către roșu [12] .

La unele lungimi de undă, absorbția este deosebit de puternică. De exemplu, este cunoscută o bandă de absorbție cu o lungime de undă de 9,7 μm, despre care se crede că este cauzată de particulele de praf constând din silicați de magneziu : Mg2SiO4 și MgSiC3 . În domeniul ultraviolet, se observă un vârf larg cu un maxim la o lungime de undă de 2175 Å și o lățime de bandă de 480 Å, descoperit încă în anii 1960 [13] [14] [15] . Cauzele sale exacte nu sunt pe deplin înțelese, dar se sugerează că este cauzată de un amestec de grafit și HAP [16] . În total, sunt cunoscute peste 40 de benzi difuze de absorbție [7] .

Absorbția în alte galaxii

Funcțiile de absorbție a lungimii de undă pot diferi pentru diferite galaxii, deoarece forma funcției, la rândul său, depinde de compoziția mediului interstelar . Aceștia sunt cel mai bine studiati pentru Calea Lactee și cei doi sateliți ai săi: Norii Magellanic Mari și Mici .

În Large Magellanic Cloud (LMC), diferitele regiuni se comportă diferit. În Nebuloasa Tarantula , unde are loc formarea stelelor, radiația ultravioletă este absorbită mai puternic decât în ​​alte regiuni ale LMC și Galaxiei noastre, dar la o lungime de undă de 2175 Å, dimpotrivă, este slăbită [18] [19] . În Micul Nor Magellanic (LMC), nu există un salt la 2175 Å, dar creșterea absorbției cu scăderea lungimii de undă în domeniul ultraviolet este foarte rapidă și o depășește vizibil atât în ​​Calea Lactee, cât și în LMC [20] [20] [ 20]. 21] [22] .

Aceste date fac posibilă aprecierea compoziției mediului interstelar din aceste galaxii. Înainte de aceste descoperiri, tot ceea ce se știa era că, în medie, valorile de extincție diferă și se credea că acest lucru era cauzat de diferite abundențe de elemente grele: metalicitatea OVM-ului este de 40% din metalicitatea Lăptoasă. Way, iar metalicitatea MMO este de 10%. Cu toate acestea, atunci când s-au obținut date mai precise, au început să se dezvolte ipoteze că în timpul formării stelelor apar granule de praf absorbante și, cu cât este mai activ, cu atât absorbția este mai puternică [17] [23] [24] .

Note

  1. ↑ Extinction - articol din Marea Enciclopedie Sovietică . L. N. Kapersky. 
  2. ↑ Surdin V.G. Absorbția interstelară a luminii . Astronet . Astronet . Preluat la 17 aprilie 2020. Arhivat din original la 17 februarie 2020.
  3. ↑ Whittet DCB Dust in the Galactic Environment . — al 2-lea. - CRC Press , 2003. - P. 10. - (Seria în Astronomie și Astrofizică). — ISBN 0750306246 .
  4. ↑ Struve, FGW 1847, St. Petersburg: Sfat. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; în 8.; DCCC.4.211 Etudes d'Astronomie Stellaire : Sur la voie lactee et sur la distance des etoiles fixes
  5. ↑ Trumpler, RJ Rezultate preliminare privind distanțele, dimensiunile și distribuția spațială a clusterelor de stele deschise  //  Lick Observatory Bulletin : journal. - 1930. - Vol. 14 , nr. 420 . - P. 154-188 . - Cod .
  6. ↑ Karttunen, Hannu. Astronomie fundamentală . — Biblioteca online de fizică și astronomie. - Springer, 2003. - S.  289 . - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. - URSS, 2004. - S. 449-451. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  8. ↑ Kraan-Korteweg, RC; Loan, AJ; Burton, WB; Lahav, O.; Ferguson, H.C.; Henning, P.A.; Lynden-Bell, D. Descoperirea unei galaxii spirale din apropiere în spatele Căii Lactee  //  Nature : journal. - 1994. - Vol. 372 , nr. 6501 . — P. 77 . - doi : 10.1038/372077a0 . — .
  9. ↑ Schlegel, David J.; Finkbeiner, Douglas P; Davis, MarcMaps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1998. - Vol. 500 , nr. 2 . - P. 525-553 . - doi : 10.1086/305772 . - . - arXiv : astro-ph/9710327 .
  10. ↑ 1 2 Cursul 6. Absorbția luminii în galaxie . Astronet . Astronet . Preluat la 18 aprilie 2020. Arhivat din original la 19 februarie 2020.
  11. ↑ Schultz, GV; Wimer, W. Înroșirea interstelară și excesul IR al stelelor O și B  (engleză)  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal. - 1975. - Vol. 43 . - P. 133-139 . - .
  12. ↑ Vezi Binney și Merrifeld, Secțiunea 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Carroll și Ostlie, Secțiunea 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ), Kutner (2003, ISBN 978 ). -0-521-52927-3 ) pentru aplicații în astronomie.
  13. ↑ N.V. Voșchinnikov. Absorbția interstelară (a luminii) . Astronet . Astronet . Preluat la 17 aprilie 2020. Arhivat din original la 17 februarie 2020.
  14. ↑ Stecher, Theodore P. Interstellar Extinction in the Ultraviolet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1965. - Vol. 142 . — P. 1683 . - doi : 10.1086/148462 . - Cod biblic .
  15. ↑ Stecher, Theodore P. Interstellar Extinction in the Ultraviolet. II  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1969. - Vol. 157 . — P.L125 . - doi : 10.1086/180400 . - Cod biblic .
  16. ↑ Bradley, John; Dai, ZR; Ernie, R; Browning, N; Graham, G; Weber, P; Smith, J; Hutcheon, eu; Ishii, H. An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles  //  Science : journal. - 2005. - Vol. 307 , nr. 5707 . - P. 244-247 . - doi : 10.1126/science.1106717 . - Cod biblic . — PMID 15653501 .
  17. ↑ 1 2 Gordon, Karl D.; Geoffrey C. Clayton; Karl A Misselt; Arlo U. Landolt; Michael J. WolffO comparație cantitativă între norul mic de Magellan, norul mare de Magellan și curbele de extincție a Căii Lactee de la ultraviolete la infraroșu apropiat  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2003. - Vol. 594 , nr. 1 . - P. 279-293 . - doi : 10.1086/376774 . - . - arXiv : astro-ph/0305257 .
  18. ↑ Fitzpatrick, Edward L.O curbă medie de extincție interstelară pentru Large Magellanic Cloud  (engleză)  // Astronomical Journal  : journal. - 1986. - Vol. 92 . - P. 1068-1073 . - doi : 10.1086/114237 . - .
  19. ↑ Misselt, Karl A.; Geoffrey C. Clayton; Karl D GordonO reanalizare a extincției ultraviolete din praful interstelar din norul mare al Magellanului  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1999. - Vol. 515 , nr. 1 . - P. 128-139 . - doi : 10.1086/307010 . - . — arXiv : astro-ph/9811036 .
  20. ↑ Lequeux, J.; Maurice, E.; Prevot-Burnichon, ML; Prevot, L.; Rocca-Volmerange, B.SK 143 - o stea SMC cu o extincție interstelară ultravioletă de tip galactic  // Astronomy and Astrophysics  : journal . - 1982. - Vol. 113 . - P. L15–L17 . - .
  21. ↑ Prevot, M.L.; Lequeux, J.; Prevot, L.; Maurice, E.; Rocca-Volmerange, B. Extincția interstelară tipică în Micul Nor Magellanic  // Astronomy and Astrophysics  : journal . - 1984. - Vol. 132 . - P. 389-392 . - .
  22. ↑ Gordon, Karl D.; Geoffrey C. ClaytonStarburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1998. - Vol. 500 , nr. 2 . - P. 816-824 . - doi : 10.1086/305774 . - . - arXiv : astro-ph/9802003 .
  23. ↑ Calzetti, Daniela; Anne L. Kinney; Thaisa Storchi-BergmannStingerea prin praf a continuelor stelare în galaxiile cu izbucnire stelară: legea extincției ultraviolete și optice  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1994. - Vol. 429 . - P. 582-601 . - doi : 10.1086/174346 . - .
  24. ↑ Gordon, Karl D.; Daniela Calzetti; Adolf N. WittDust in Starburst Galaxies  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1997. - Vol. 487 , nr. 2 . - P. 625-635 . - doi : 10.1086/304654 . - . - arXiv : astro-ph/9705043 .

Literatură

Link -uri