Tähtienvälinen punoitus

Tähtienvälinen punoitus on kaukaisten tähtien valon näennäistä punoitusta tähtienvälisen pölyn aiheuttaman sironnan seurauksena . Valon sironta- ja absorptioaste tähtienvälisessä väliaineessa riippuu aallonpituudesta : se on kääntäen verrannollinen säteilyn aallonpituuteen, minkä seurauksena punaisten säteiden absorptio on aina pienempi. Seurauksena on, että saman lämpötilan tähtien (saman spektrityypin ) väri osoittautuu sitä punaisemmaksi, mitä kauempana tähti on meistä. Samanlainen vaikutus Maan ilmakehässä selittää auringon punaistumisen sen ollessa lähellä horisonttia .

Väriindeksi B−V , jota usein käytetään värin kvantitatiivisena arviona, kasvaa tähtienvälisestä punoituksesta johtuen keskimäärin 0,2-0,3 magnitudia per 1 kpc matkaa, jonka valo kulkee galaksin kiekossa . Albert Whitfordin johtama ja vuonna 1958 julkaisema tähtienvälisen sukupuuttoon perustuvan lain käyrä ei ole tähän asti menettänyt merkitystään . Tämä on ns. normaali tähtienvälisen sukupuuton laki [1] . Tietämättömyys tällaisesta jakautumisesta ja tähtienvälisen sukupuuttoon liittyvän arvon aliarviointi johti siihen, että Kaptein aliarvioi merkittävästi (2,5 kertaa) galaksin koon. Huolimatta siitä, että tähtitieteellisiä termejä tähtienvälinen sukupuutto ja tähtienvälinen punoitus käytetään usein synonyymeinä kirjallisuudessa, ensimmäinen käsite viittaa tähtien magnitudeihin ja toinen väriindekseihin .

Missä tahansa fotometrisessä järjestelmässä tähtienvälinen punoitus voidaan kuvata värin ylimääräksi. Esimerkiksi UBV-fotometrisessä järjestelmässä BV-väriindeksin väriylimäärä voidaan kirjoittaa seuraavasti:

missä on havaittu väriindeksi ja on tähden oma väriindeksi [2] .

Tähtienvälistä punoitusta ei missään nimessä pidä sekoittaa punasiirtymään .

Muistiinpanot

  1. ↑ Mironov, A.V. TARKKUUSFOTOMETRIA. . Astronet (1997). Arkistoitu alkuperäisestä 23. huhtikuuta 2011.
  2. ↑ Tähtienvälinen punoitus . SA.O. _ Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2012.  (Englanti)