Tähtienvälinen absorptio

Tähtienvälinen absorptio tai tähtienvälinen vaimennus (myös tähtienvälinen (galaktinen) extinction , latinasta  exstinctio  - extinction [1] ) on sähkömagneettisen säteilyn absorptio ja sironta tähtienvälisessä avaruudessa sijaitsevaan aineeseen [2] . Linnunradan kiekon tähtien sukupuutto V-kaistalla on noin 1,8 metriä kiloparsekissä [3] .

Historia

Tähtienvälisen sukupuuton vaikutusta tähtien väriin (tähtienvälinen punoitus) havaittiin pitkään, mutta se ei millään tavalla liittynyt tähtienväliseen sukupuuttoon ja galaktiseen pölyyn. Vasily Struve [4] havaitsi tähtienvälisen sukupuuton ilmentymiä vuonna 1847 , ja Robert Julius Trumpler kuvasi tämän ilmiön vuonna 1930 [5] [6] .

Ominaisuudet

Tähtienvälinen absorptio johtuu siitä, että näköetäisyydellä sijaitsevat pölyhiukkaset imevät osan valosta ja lähettävät sen takaisin toiseen suuntaan. Keskimäärin pölyhiukkasten halkaisija on 0,1 - 1 mikroni [7] .

Koska tähtienvälistä pölyä on pääasiassa galaksin tasossa, juuri siinä (näkyvällä alueella havaittuna) ekstinktio saavuttaa mainitun 1,8 m per kiloparsek (tätä arvoa kutsutaan myös ominaisabsorptioksi). Tämä tekee muiden Linnunradan tason lähellä olevien galaksien havainnoista erittäin vaikeaa, ja tätä aluetta kutsutaan välttämisvyöhykkeeksi . Siitä on löydetty vain pieni määrä galakseja, esimerkiksi Dwingeloo 1 , joka havaittiin vain radio- ja infrapuna - alueilla, joilla absorptio on heikompi [8] . Vertailun vuoksi galaktisen navan suunnassa tähtienvälinen absorptio (ei spesifinen, vaan kokonaismäärä) on vain 0,15 m [7] .

Tähtienvälinen sukupuutto on voimakkainta suunnassa kohti galaksimme keskustaa. Galaksin keskialueet sijaitsevat 8 kiloparsekin etäisyydellä Maasta, mutta niistä tuleva näkyvä valo kokee yli 30 metrin absorption . Toisin sanoen korkeintaan yksi fotoni biljoonasta [9] tavoittaa maan päällä olevan tarkkailijan .

Absorption aallonpituusriippuvuus

Tähtienvälinen pöly imee valoa eri tavalla eri aallonpituuksilla. Yleensä mitä pidempi valon aallonpituus on, sitä heikommin se absorboituu - tätä ilmiötä kutsutaan selektiiviseksi absorptioksi. Selektiivinen absorptio selittyy sillä, että pölyrae voi absorboida valoa, jonka aallonpituus on pienempi tai yhtä suuri kuin pölyrakeen koko. Eli mitä pidempi valon aallonpituus on, sitä vähemmän pölyhiukkasia voi imeä sitä ja päinvastoin. Laskelmat osoittavat, että ominaisabsorptio on kääntäen verrannollinen aallonpituuteen [10] , mutta käytännössä alueella 3700 Å (lähellä ultravioletti ) - 48000 Å (keski-infrapuna) ominaisabsorptio on verrannollinen aallonpituuteen ja tehoon - 1,85 [7] .

Absorption aallonpituusriippuvuus voidaan ilmaista myös siten, että missä A V  on absorptioarvo ja E B−V  on väriindeksin B−V muutos . Sitä kutsutaan myös väriylimääräksi:

Keskimäärin dimensioton arvo R V on 3,1-3,2. Vastaavasti 1 kpc:n etäisyydellä olevan kohteen väriylimäärä on 0,6 m . Joillakin taivaan alueilla R V voi kuitenkin ottaa arvot välillä 2 - 5. Tällä arvolla itsessään on suuri merkitys tähtiastronomialle: ekstinktioarvoa ei voida mitata suoraan, mutta ekstinktiokorjaus on tarpeen etäisyyden määrittämiseksi. tähdelle. Kuitenkin, kun tiedetään väriylimäärä, voidaan määrittää absorptioarvo [7] [11] .

Siten tähtienvälisen sukupuuttoon johtuen kohteista tulee paitsi himmeämpiä, myös punaisempia. Tätä ilmiötä kutsutaan " tähtienväliseksi valon punaiseksi " [10] .

Sitä ei pidä sekoittaa punasiirtymän käsitteeseen , jolla on täysin erilainen luonne ja ilmenemismuodot: esimerkiksi yksivärisen säteilyn aallonpituus ei muutu tähtienvälisen punoituksen seurauksena, mutta se muuttuu punasiirtymän seurauksena [12] .

Joillakin aallonpituuksilla absorptio on erityisen voimakasta. Esimerkiksi tunnetaan absorptiokaista, jonka aallonpituus on 9,7 μm, jonka uskotaan johtuvan magnesiumsilikaateista koostuvista pölyhiukkasista: Mg 2 SiO 4 ja MgSiC 3 . Ultraviolettialueella havaitaan laaja piikki, jonka maksimi on aallonpituudella 2175 Å ja kaistanleveydellä 480 Å, joka löydettiin 1960-luvulla [13] [14] [15] . Sen tarkkoja syitä ei täysin tunneta, mutta sen oletetaan johtuvan grafiitin ja PAH -yhdisteiden sekoituksesta [16] . Kaikkiaan tunnetaan yli 40 diffuusia absorptiokaistaa [7] .

Absorptio muissa galakseissa

Aallonpituuden absorptiofunktiot voivat vaihdella eri galakseilla, koska funktion muoto puolestaan ​​riippuu tähtienvälisen väliaineen koostumuksesta . Niitä tutkitaan parhaiten Linnunrata ja sen kaksi satelliittia: Suuri ja pieni Magellanin pilvi .

Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) eri alueet käyttäytyvät eri tavalla. Tarantula-sumussa , jossa tähtien muodostuminen tapahtuu, ultraviolettisäteily absorboituu voimakkaammin kuin muilla LMC:n ja galaksimme alueilla, mutta 2175 Å:n aallonpituudella se päinvastoin heikkenee [18] [19] . Pienessä Magellanin pilvessä (LMC) ei ole hyppyä 2175 Å:ssä, mutta absorption kasvu aallonpituuden pienentyessä ultraviolettialueella on erittäin nopeaa, ja se ylittää huomattavasti sekä Linnunradan että LMC:n [20] [ 21] [22] .

Näiden tietojen avulla on mahdollista arvioida tähtienvälisen väliaineen koostumus näissä galakseissa. Ennen näitä löytöjä tiedettiin vain, että keskimäärin ekstinktioarvot vaihtelivat, ja uskottiin tämän johtuvan raskaiden alkuaineiden erilaisesta määrästä: LMO:n metallisuus on 40 % Milkyn metallisuudesta. tavalla, ja MMO:n metallisuus on 10%. Kuitenkin, kun tarkempia tietoja saatiin, alkoi kehittyä hypoteeseja, että imeviä pölyrakeita syntyy tähtien muodostumisen aikana, ja mitä aktiivisempi se on, sitä voimakkaampi absorptio [17] [23] [24] .

Muistiinpanot

  1. ↑ Extinction - artikkeli Suuresta Neuvostoliiton tietosanakirjasta . L.N. Kapersky. 
  2. ↑ Surdin V.G. Tähtienvälinen valon absorptio . Astronetti . Astronetti . Haettu 17. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. helmikuuta 2020.
  3. ↑ Whittet DCB -pöly galaktisessa ympäristössä . – 2. - CRC Press , 2003. - P. 10. - (Astronomy and Astrophysics -sarja). — ISBN 0750306246 .
  4. ↑ Struve, FGW 1847, St. Pietari: Vinkki. Acad. Imper., 1847; IV, 165 s.; vuonna 8.; DCCC.4.211 Etudes d'Astronomie Stellaire : Sur la voie lactee et sur la distance des etoiles fixes
  5. ↑ Trumpler, RJ Alustavat tulokset avoimien tähtijoukkojen etäisyyksistä, mitoista ja tilajakaumasta  //  Lick Observatory Bulletin : Journal. - 1930. - Voi. 14 , ei. 420 . - s. 154-188 . - .
  6. ↑ Karttunen, Hannu. Perustähtitieteen . — Fysiikan ja tähtitieteen verkkokirjasto. - Springer, 2003. - S.  289 . - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. - URSS, 2004. - S. 449-451. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  8. ↑ Kraan-Korteweg, RC; Laina, AJ; Burton, WB; Lahav, O.; Ferguson, H.C.; Henning, P.A.; Lynden-Bell, D. Linnunradan takana olevan läheisen spiraaligalaksin löytö  //  Nature : Journal. - 1994. - Voi. 372 , no. 6501 . - s. 77 . - doi : 10.1038/372077a0 . — .
  9. ↑ Schlegel, David J.; Finkbeiner, Douglas P; Davis, MarcKartat pölyn infrapunasäteilystä punoituksen ja kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn etualojen arvioinnissa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Voi. 500 , ei. 2 . - s. 525-553 . - doi : 10.1086/305772 . - . - arXiv : astro-ph/9710327 .
  10. ↑ 1 2 Luento 6. Valon absorptio galaksissa . Astronetti . Astronetti . Haettu 18. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 19. helmikuuta 2020.
  11. ↑ Schultz, GV; Wimer, W. Tähtienvälinen punoitus ja O- ja B-tähtien IR-ylimäärä  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1975. - Voi. 43 . - s. 133-139 . - .
  12. ↑ Katso Binney ja Merrifeld, jakso 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Carroll ja Ostlie, jakso 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ), Kutner (ISBN 978-0-8053-0402-2 ), Kutner ( ISBN -0-521-52927-3 ) tähtitieteen sovelluksiin.
  13. ↑ N.V. Voštšinnikov. Tähtienvälinen absorptio (valon) . Astronetti . Astronetti . Haettu 17. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. helmikuuta 2020.
  14. ↑ Stecher, Theodore P. Interstellar Extinction in the Ultraviolet  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1965. - Voi. 142 . - s. 1683 . - doi : 10.1086/148462 . - .
  15. ↑ Stecher, Theodore P. Tähtienvälinen sukupuutto ultraviolettisäteilyssä. II  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1969. - Voi. 157 . — P.L125 . - doi : 10.1086/180400 . - .
  16. ↑ Bradley, John; Dai, ZR; Ernie, R; Browning, N; Graham, G; Weber, P; Smith, J; Hutcheon, I; Ishii, H. An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles  //  Science : Journal. - 2005. - Voi. 307 , nro. 5707 . - s. 244-247 . - doi : 10.1126/tiede.1106717 . - . — PMID 15653501 .
  17. ↑ 1 2 Gordon, Karl D.; Geoffrey C. Clayton; Karl A Misselt; Arlo U. Landolt; Michael J. WolffPienen Magellanin pilven, suuren Magellanin pilven ja Linnunradan ultraviolettisäteilyn kvantitatiivinen vertailu lähi-infrapunaisten sammumiskäyrien kanssa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 594 , no. 1 . - s. 279-293 . - doi : 10.1086/376774 . - . - arXiv : astro-ph/0305257 .
  18. ↑ Fitzpatrick, Edward L.Keskimääräinen tähtienvälinen ekstinktiokäyrä suurelle Magellanin pilvelle  (englanniksi)  // Astronomical Journal  : Journal. - 1986. - Voi. 92 . - s. 1068-1073 . - doi : 10.1086/114237 . - .
  19. ↑ Misselt, Karl A.; Geoffrey C. Clayton; Karl D GordonUudelleenanalyysi tähtienvälisestä pölystä johtuvasta ultraviolettisäteilystä suuressa Magellanin pilvessä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Voi. 515 , no. 1 . - s. 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 - SMC-tähti, jolla on galaktisen tyyppinen tähtienvälinen ultraviolettihäviö  // Astronomy and Astrophysics  : Journal . - 1982. - Voi. 113 . - P. L15–L17 . - .
  21. ↑ Prevot, M.L.; Lequeux, J.; Prevot, L.; Maurice, E.; Rocca-Volmerange, B. Tyypillinen tähtienvälinen sukupuutto pienessä Magellanin pilvessä  // Astronomy and Astrophysics  : Journal . - 1984. - Voi. 132 . - s. 389-392 . - .
  22. ↑ Gordon, Karl D.; Geoffrey C. ClaytonTähtipurkauksen kaltainen pölyn sammuminen pienessä Magellanin pilvessä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Voi. 500 , ei. 2 . - s. 816-824 . - doi : 10.1086/305774 . - . - arXiv : astro-ph/9802003 .
  23. ↑ Calzetti, Daniela; Anne L. Kinney; Thaisa Storchi-BergmannTähtien jatkumon pölysammutus tähtipurkausgalakseissa: ultravioletti- ja optinen sammumislaki  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1994. - Voi. 429 . - s. 582-601 . - doi : 10.1086/174346 . - .
  24. ↑ Gordon, Karl D.; Daniela Calzetti; Adolf N. WittDust in Starburst Galaxies  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1997. - Voi. 487 , no. 2 . - s. 625-635 . - doi : 10.1086/304654 . - . - arXiv : astro-ph/9705043 .

Kirjallisuus

Linkit