Absorción interestelar

La absorción interestelar , o atenuación interestelar (también extinción interestelar (galáctica) , del latín  exstinctio  - extinción [1] ), es la absorción y dispersión de radiación electromagnética por parte de la materia ubicada en el espacio interestelar [2] . Para las estrellas del disco de la Vía Láctea, la extinción en la banda V es de aproximadamente 1,8 m por kiloparsec [3] .

Historia

La influencia de la extinción interestelar en el color de las estrellas (enrojecimiento interestelar) se observó durante mucho tiempo, pero de ninguna manera se asoció con la extinción interestelar y el polvo galáctico. Vasily Struve [4] notó manifestaciones de extinción interestelar en 1847 , y Robert Julius Trumpler describió este fenómeno en 1930 [5] [6] .

Características

La absorción interestelar ocurre debido a que las partículas de polvo ubicadas en la línea de visión absorben parte de la luz y la vuelven a emitir en la otra dirección. En promedio, el diámetro de las partículas de polvo es de 0,1 a 1 micra [7] .

Dado que el polvo interestelar está contenido principalmente en el plano de la galaxia, es en él (cuando se observa en el rango visible) donde la extinción alcanza los mencionados 1,8 m por kiloparsec (este valor también se denomina absorción específica). Esto hace que las observaciones de otras galaxias cercanas al plano de la Vía Láctea sean muy difíciles, y esta región se denomina zona de evitación . Solo se ha descubierto en él un pequeño número de galaxias, por ejemplo, Dwingeloo 1 , que se observó solo en los rangos de radio e infrarrojo , en los que la absorción es más débil [8] . A modo de comparación, en dirección al polo galáctico, la absorción interestelar (no específica, sino total) es de solo 0,15 m [7] .

La extinción interestelar es más pronunciada en la dirección hacia el centro de nuestra Galaxia. Las regiones centrales de la galaxia se encuentran a una distancia de 8 kiloparsecs de la Tierra, pero la luz visible que proviene de ellas experimenta una absorción de más de 30 m . En otras palabras, no más de un fotón de un billón [9] llega a un observador en la Tierra .

Dependencia de longitud de onda de absorción

El polvo interestelar absorbe la luz de manera diferente en diferentes longitudes de onda. En general, cuanto más larga es la longitud de onda de la luz, más débil se absorbe; este fenómeno se denomina absorción selectiva. La absorción selectiva se explica por el hecho de que un grano de polvo puede absorber luz con una longitud de onda menor o igual al tamaño del grano de polvo. Es decir, cuanto mayor sea la longitud de onda de la luz, menos partículas de polvo podrán absorberla, y viceversa. Los cálculos muestran que la absorción específica es inversamente proporcional a la longitud de onda [10] , sin embargo, en la práctica, en el rango de 3700 Å ( ultravioleta cercano ) a 48000 Å (infrarrojo medio), la absorción específica es proporcional a la longitud de onda a la potencia de − 1,85 [7] .

La dependencia de la longitud de onda de la absorción también se puede expresar como donde A V  es el valor de absorción y E B−V  es el cambio en el índice de color B−V . También se denomina exceso de color:

En promedio, el valor adimensional R V es 3.1-3.2. En consecuencia, el exceso de color para un objeto a una distancia de 1 kpc es de 0,6 m . Sin embargo, para algunas áreas del cielo, R V puede tomar valores de 2 a 5. Este valor en sí mismo es de gran importancia para la astronomía estelar: el valor de extinción no se puede medir directamente, pero la corrección de extinción es necesaria para determinar la distancia. a la estrella Sin embargo, conociendo el exceso de color, se puede determinar el valor de absorción [7] [11] .

Por lo tanto, debido a la extinción interestelar, los objetos no solo se vuelven más oscuros, sino también más rojos. Este fenómeno se denomina " enrojecimiento interestelar de la luz " [10] .

No debe confundirse con el concepto de corrimiento al rojo , que tiene una naturaleza y manifestaciones completamente diferentes: por ejemplo, la longitud de onda de la radiación monocromática no cambia debido al enrojecimiento interestelar, pero sí cambia debido al corrimiento al rojo [12] .

En algunas longitudes de onda, la absorción es especialmente fuerte. Por ejemplo, se conoce una banda de absorción con una longitud de onda de 9,7 μm, que se cree que es causada por partículas de polvo que consisten en silicatos de magnesio: Mg 2 SiO 4 y MgSiC 3 . En el rango ultravioleta, se observa un pico ancho con un máximo en una longitud de onda de 2175 Å y un ancho de banda de 480 Å, descubierto en la década de 1960 [13] [14] [15] . Sus causas exactas no se entienden completamente, pero se sugiere que es causada por una mezcla de grafito y HAP [16] . En total, se conocen más de 40 bandas de absorción difusa [7] .

Absorción en otras galaxias

Las funciones de absorción de longitud de onda pueden diferir para diferentes galaxias, ya que la forma de la función, a su vez, depende de la composición del medio interestelar . Se estudian mejor para la Vía Láctea y sus dos satélites: las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña .

En la Gran Nube de Magallanes (LMC), las diferentes regiones se comportan de manera diferente. En la Nebulosa de la Tarántula , donde se produce la formación estelar, la radiación ultravioleta se absorbe con más fuerza que en otras regiones de la LMC y de nuestra Galaxia, pero a una longitud de onda de 2175 Å, por el contrario, se debilita [18] [19] . En la Pequeña Nube de Magallanes (LMC), no hay salto a 2175 Å, pero el aumento en la absorción con la disminución de la longitud de onda en el rango ultravioleta es muy rápido, y excede notablemente tanto en la Vía Láctea como en la LMC [20] [ 21] [22] .

Estos datos permiten juzgar la composición del medio interestelar en estas galaxias. Previo a estos descubrimientos, todo lo que se sabía era que, en promedio, los valores de extinción diferían, y se creía que esto era causado por diferentes abundancias de elementos pesados: la metalicidad del OVM es el 40% de la metalicidad del Lácteo. Way, y la metalicidad del MMO es del 10%. Sin embargo, cuando se obtuvieron datos más precisos, comenzaron a desarrollarse hipótesis de que los granos de polvo absorbente surgen durante la formación estelar, y cuanto más activo es, más fuerte es la absorción [17] [23] [24] .

Notas

  1. ↑ Extinción - artículo de la Gran Enciclopedia Soviética . L. N. Kapersky. 
  2. ↑ Surdin VG Absorción interestelar de la luz . Astronet . Astronet . Consultado el 17 de abril de 2020. Archivado desde el original el 17 de febrero de 2020.
  3. ↑ Polvo DCB de Whittet en el entorno galáctico . — 2do. - CRC Press , 2003. - P. 10. - (Serie en Astronomía y Astrofísica). — ISBN 0750306246 .
  4. ↑ Struve, FGW 1847, St. Petersburgo: Sugerencia. Academia Imper., 1847; IV, 165 págs.; en 8.; DCCC.4.211 Estudios de astronomía estelar: Sur la voie lactee et sur la distance des etoiles fixes
  5. ↑ Trumpler, RJ Resultados preliminares sobre las distancias, las dimensiones y la distribución espacial de los cúmulos estelares abiertos  //  Boletín del Observatorio Lick: revista. - 1930. - Vol. 14 , núm. 420 . - pág. 154-188 . - .
  6. ↑ Karttunen, Hannu. Astronomía fundamental . — Biblioteca en línea de Física y Astronomía. - Springer, 2003. - S.  289 . - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Curso general de astronomía. — 2º, corregido. - URSS, 2004. - S. 449-451. — 544 pág. — ISBN 5-354-00866-2 .
  8. ↑ Kraan-Korteweg, RC; Préstamo, AJ; Burton, WB; Lahav, O.; Ferguson, H. C.; Henning, PA; Lynden-Bell, D. Descubrimiento de una galaxia espiral cercana detrás de la Vía Láctea  //  Nature: journal. - 1994. - vol. 372 , núm. 6501 . - Pág. 77 . -doi : 10.1038/ 372077a0 . — .
  9. ↑ Schlegel, David J.; Finkbeiner, Douglas P.; Davis, MarcMapas de emisión infrarroja de polvo para su uso en la estimación del enrojecimiento y la radiación cósmica de fondo de microondas Foregrounds  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1998. - Vol. 500 , núm. 2 . - Pág. 525-553 . -doi : 10.1086/ 305772. - . -arXiv :- ph/9710327 .
  10. ↑ 1 2 Lección 6. Absorción de luz en la Galaxia . Astronet . Astronet . Consultado el 18 de abril de 2020. Archivado desde el original el 19 de febrero de 2020.
  11. ↑ Schultz, GV; Wimer, W. Enrojecimiento interestelar y exceso de IR de estrellas O y B  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 1975. - vol. 43 . - P. 133-139 . - .
  12. ↑ Véase Binney y Merrifeld, Sección 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Carroll y Ostlie, Sección 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ), Kutner (2003, ISBN 978 ) -0-521-52927-3 ) para aplicaciones en astronomía.
  13. ↑ NV Voshchinnikov. Absorción interestelar (de la luz) . Astronet . Astronet . Consultado el 17 de abril de 2020. Archivado desde el original el 17 de febrero de 2020.
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Literatura

Enlaces