Апсорпција (астрономија)

С Википедије, слободне енциклопедије

У астрономији, екстинкција је апсорпција и расипање електромагнетне радијације помоћу прашине и гаса између емитујућег астрономског објекта и посматрача. Међузвездна апсорпција је први пут била документована као таква 1930. године у раду Роберта Јулиуса Трумплера.[1][2] Међутим, њене ефекте је 1847. приметио и Фридрих Струве,[3] а њен утицај на боје звезда приметиле су бројне особе које то нису повезале са општим присуством галактичке прашине. За звезде које леже у близини равни Млечног пута и налазе се на неколико хиљада парсекса од Земље, екстинкција у визуелном опсегу фреквенција (фотометријски систем) је реда величине од око 1,8 магнитуда по килопарсеку.[4]

За посматраче на Земљи, апсорпција настаје услед међузвезданог медијума (енгл. interstellar medium - ISM) и услед Земљине атмосфере; она такође може настати згог ободне прашине око посматраног предмета. Снажна апсорпција у земљиној атмосфери неких региона таласних дужина (као што су рендгенски, ултраљубичасти и инфрацрвени) превазилази се коришћењем свемирских опсерваторија. С обзиром да је плава светлост знатно више ослабљена од црвене светлости, екстинкција узрокује да се предмети изгледају црвеније него што се очекивало, што је феномен назван међузвездано црвенило.[5]

Генералне карактеристике[уреди | уреди извор]

Међузвездано зацрвењивања настаје зато што међузвездана прашина апсорбује и распршује таласе плаве светлости више од таласа црвене светлости, чинећи звезде црвенијим него што јесу. То је слично ефекту примећеном када честице прашине у атмосфери Земље доприносе црвеним заласцима сунца.[6]

У ширем смислу, међузвездана апсорпција је најјача на кратким таласним дужинама, што се генерално примећује коришћењем техника из спектроскопије. Апсорпција резултира променом облика посматраног спектра. Надопуњене на овом општем облику су апсорпционе карактеристике (опсези таласних дужина у којима је интензитет смањен) које имају различито порекло и могу дати индикације о хемијском саставу међузвезданог материјала, нпр. о зрнима прашине. Познате карактеристике апсорпције укључују испупчење на 2175 Å, дифузне међузвездне појасе, својство воденог леда на 3,1 μм и карактеристике силиката на 10 и 18 μм.

У соларном окружењу, брзина међузвездане апсорпције у Џонсон-Казиновом V-опсегу (визуелни филтер) у просеку на таласној дужини од 540 nm обично се узима да је 0,7–1,0 маг/кпц - то је напросто просек због грудвања међузвездане прашине.[7][8][9] Међутим, генерално то значи да ће звездани сјај бити редукован за фактор од око 2 у V-опсегу гледано са добре ноћне небеске тачке на земљи за сваки килопарсек (3.260 светлосних година) удаљености од нас.

Количина апсорпције може бити значајно већа од ове у одређеним правцима. На пример, неки региони галактичког центра засути су очигледном интервенирајућом тамном прашином из наше руке спирале (а можда и других) и сами у избочини густе материје, изазивају чак 30 магнитуда оптичке апсорпције, што значи да мање од једног оптичког протона од 1012 пролази.[10] То резултира у такозваној зони избегавања, где је наш поглед на вангалактичко небо озбиљно ометен, и позадинске галаксије, попут Двингла 1, тек су недавно откривене путем радио и инфрацрвених опажања.

Општи облик криве апсорпције од ултраљубичасте до блиско-инфрацрвене радијације (0,125 до 3,5 µм) (цртање апсорпције у магнитуди у односу на таласну дужину, често у инвертном облику) гледајући са наше тачке гледишта на друге објекте у Млечном путу, прилично је добро окарактерисан самостални параметар релативне видљивости (такве видљиве светлости) R(V) (који је различит по различитим линијама гледања),[11][12] мада постоје позната одступања од ове карактеризације.[13] Проширење закона апсорпције у средњи инфрацрвени таласни опсег је тешко због недостатка погодних циљева и разних доприноса апсорпционим карактеристикама.[14]

R(V) упоређује агрегатне и појединачне апсорпције. То је А(V)/Е(Б−В). Другим речима, то је укупна апсорпција, A(V) подељена са селективном укупном апсорпцијом (A(B)-A(V)) тих таласних дужина (опсега). A(B) и A(V) су потпуна апсорпција у Б и V опсезима филтра. Друга мера која се користи у литератури је апсолутна апсорпција A(λ)/A(V) на таласној дужини λ, којом се упоређује укупна апсорпција на тој таласној дужини са оном на V опсегу.

Зна се да је Р(V) корелисано са просечном величином зрна прашине која изазивају апсорпцију. За нашу галаксију, Млечни пут, типична вредност за Р(V) је 3,1,[15] али је установљено да знатно варира у различитим видним линијама.[16] Као резултат, при рачунању космичких растојања може да буде корисно да се пређе на податке о звезди из блиско инфацрвеног опсега (за које је филтер или пропусни опсег Ks сасвим стандардан) где су варијације и количина апсорпције знатно мањи, а постоје слични односи као R(Ks):[17] 0,49±0,02 и 0,528±0,015.[16][18] Та два модернија налаза значајно се разликују у односу на уобичајену историјску вредност ≈0,7.[11]

Однос између укупне апсорпције, A(V) (мерено у магнитудама) и густине стуба неутралног атома водоника, NH (обично мерено у cm−2), показује како су повезани гас и прашина у међузвездном медију. Из студија које су користиле ултраљубичасту спектроскопију поцрвенелих звезда и ореоле рендгенских расипања у Млечном путу, Предехл и Шмит[19] су утврдили да је однос између НХ и A(V) приближно:

(погледајте такође:[20][21][22]).

Астрономи су одредили тродимензионалну дистрибуцију апсорпције у „соларном кругу” (нашем региону наше галаксије), користећи видљива и блиско инфрацрвена звездана посматрања и модел дистрибуције звезда.[23][24] Прашина која узрокује апсорпцију углавном лежи дуж спиралних кракова, као што је то опажено у другим спиралним галаксијама.

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ Трумплер, Р. Ј. (1930). „Прелиминарy ресултс он тхе дистанцес, дименсионс анд спаце дистрибутион оф опен стар цлустерс”. Лицк Обсерваторy Буллетин. 14 (420): 154—188. Бибцоде:1930ЛицОБ..14..154Т. дои:10.5479/АДС/биб/1930ЛицОБ.14.154Т. 
  2. ^ Карттунен, Ханну (2003). Фундаментал астрономy. Пхyсицс анд Астрономy Онлине Либрарy. Спрингер. стр. 289. ИСБН 978-3-540-00179-9. 
  3. ^ Струве, Ф. Г. W. 1847, Ст. Петерсбург: Тип. Ацад. Импер., 1847; IV, 165 п.; ин 8.; DCCC.4.211 [1]
  4. ^ Wхиттет, Доуглас C. Б. (2003). Дуст ин тхе Галацтиц Енвиронмент. Сериес ин Астрономy анд Астропхyсицс (2нд изд.). ЦРЦ Пресс. стр. 10. ИСБН 978-0750306249. 
  5. ^ Сее Биннеy анд Меррифелд, Сецтион 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0), Царролл анд Остлие, Сецтион 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2), анд Кутнер (2003, ISBN 978-0-521-52927-3) for applications in astronomy.
  6. ^ „Interstellar Reddening, Extinction, and Red Sunsets”. Astro.virginia.edu. 22. 4. 2002. Архивирано из оригинала 22. 11. 2017. г. Приступљено 14. 7. 2017. 
  7. ^ Gottlieb, D. M.; Upson, W.L. (1969). „Local Interstellar Reddening”. Astrophysical Journal. 157: 611. Bibcode:1969ApJ...157..611G. doi:10.1086/150101. 
  8. ^ Milne, D. K.; Aller, L.H. (1980). „An average model for the galactic absorption”. Astrophysical Journal. 85: 17—21. Bibcode:1980AJ.....85...17M. doi:10.1086/112628. 
  9. ^ Lynga, G. (1982). „Open clusters in our Galaxy”. Astronomy & Astrophysics. 109: 213—222. Bibcode:1982A&A...109..213L. 
  10. ^ Schlegel, David J.; Finkbeiner, Douglas P; Davis, Marc (1998). „Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds”. Astrophysical Journal. 500 (2): 525—553. Bibcode:1998ApJ...500..525S. arXiv:astro-ph/9710327 Слободан приступ. doi:10.1086/305772. 
  11. ^ а б Cardelli, Jason A.; Clayton, Geoffrey C.; Mathis, John S. (1989). „The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction”. Astrophysical Journal. 345: 245—256. Bibcode:1989ApJ...345..245C. doi:10.1086/167900. 
  12. ^ Valencic, Lynne A.; Clayton, Geoffrey C.; Gordon, Karl D. (2004). „Ultraviolet Extinction Properties in the Milky Way”. Astrophysical Journal. 616 (2): 912—924. Bibcode:2004ApJ...616..912V. arXiv:astro-ph/0408409 Слободан приступ. doi:10.1086/424922. 
  13. ^ Mathis, John S.; Cardelli, Jason A. (1992). „Deviations of interstellar extinctions from the mean R-dependent extinction law”. Astrophysical Journal. 398: 610—620. Bibcode:1992ApJ...398..610M. doi:10.1086/171886. 
  14. ^ T. K. Fritz; et al. (2011). „Лине Деривед Инфраред Еxтинцтион тоwард тхе Галацтиц Центер”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 737 (2): 73. Бибцоде:2011АпЈ...737...73Ф. арXив:1105.2822 Слободан приступ. дои:10.1088/0004-637X/737/2/73. 
  15. ^ Сцхултз, Г. V.; Wиемер, W. (1975). „Интерстеллар редденинг анд ИР-еxцесс оф О анд Б старс”. Астрономy анд Астропхyсицс. 43: 133—139. Бибцоде:1975А&А....43..133С. 
  16. ^ а б Мајаесс, Даниел; Давид Турнер; Истван Деканy; Данте Миннити; Wолфганг Гиерен (2016). „Цонстраининг дуст еxтинцтион пропертиес виа тхе ВВВ сурвеy”. Астрономy анд Астропхyсицс. 593: А124. Бибцоде:2016А&А...593А.124М. арXив:1607.08623 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361/201628763. 
  17. ^ Р(Кс) ис, матхематицаллy ликеwисе, А(Кс)/Е(Ј−Кс)
  18. ^ Нисхyиама, Схого; Мотохиде Тамура; Хирофуми Хатано; Даисуке Като; Тосхихико Танабе; Који Сугитани; Тетсуyа Нагата (2009). „Интерстеллар Еxтинцтион Лаw Тоwард тхе Галацтиц Центер III: Ј, Х, КС Бандс ин тхе 2МАСС анд тхе МКО Сyстемс, анд 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 μм ин тхе Спитзер/ИРАЦ Сyстем”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 696 (2): 1407—1417. Бибцоде:2009АпЈ...696.1407Н. арXив:0902.3095 Слободан приступ. дои:10.1088/0004-637X/696/2/1407. 
  19. ^ Предехл, П.; Сцхмитт, Ј. Х. M. M. (1995). „X-раyинг тхе интерстеллар медиум: РОСАТ обсерватионс оф дуст сцаттеринг халос”. Астрономy анд Астропхyсицс. 293: 889—905. Бибцоде:1995А&А...293..889П. 
  20. ^ Бохлин, Ралпх C.; Блаир D. Саваге; Ј. Ф. Драке (1978). „А сурвеy оф интерстеллар Х I фром L-алпха абсорптион меасурементс. ИИ”. Астропхyсицал Јоурнал. 224: 132—142. Бибцоде:1978АпЈ...224..132Б. дои:10.1086/156357. 
  21. ^ Диплас, Атханассиос; Блаир D. Саваге (1994). „Ан ИУЕ сурвеy оф интерстеллар Х I ЛY алпха абсорптион. 2: Интерпретатионс”. Астропхyсицал Јоурнал. 427: 274—287. Бибцоде:1994АпЈ...427..274Д. дои:10.1086/174139. 
  22. ^ Гüвер, Толга; Öзел, Ферyал (2009). „Тхе релатион бетwеен оптицал еxтинцтион анд хyдроген цолумн денситy ин тхе Галаxy”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 400 (4): 2050—2053. Бибцоде:2009МНРАС.400.2050Г. арXив:0903.2057 Слободан приступ. дои:10.1111/ј.1365-2966.2009.15598.x. 
  23. ^ Марсхалл, Доуглас Ј.; Робин, А.C.; Реyлé, C.; Сцхултхеис, M.; Пицауд, С. (јул 2006). „Моделлинг тхе Галацтиц интерстеллар еxтинцтион дистрибутион ин тхрее дименсионс”. Астрономy анд Астропхyсицс. 453 (2): 635—651. Бибцоде:2006А&А...453..635М. арXив:астро-пх/0604427 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361:20053842. 
  24. ^ Робин, Анние C.; Реyлé, C.; Дерриèре, С.; Пицауд, С. (октобар 2003). „А сyнтхетиц виеw он струцтуре анд еволутион оф тхе Милкy Wаy”. Астрономy анд Астропхyсицс. 409 (2): 523—540. Бибцоде:2003А&А...409..523Р. арXив:астро-пх/0401052 Слободан приступ. дои:10.1051/0004-6361:20031117. 

Литература[уреди | уреди извор]

Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Apsorpcija_(astronomija)&oldid=27679735”