En astronomía , la extinción es la absorción y dispersión de radiación electromagnética por el polvo y el gas entre un objeto astronómico emisor y el observador . La extinción interestelar fue documentada como tal por primera vez en 1930 por Robert Julius Trumpler . [1] [2] Sin embargo, sus efectos habían sido observados en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve , [3] y su efecto sobre los colores de las estrellas había sido observado por varios individuos que no lo relacionaban con la presencia general de polvo galáctico. Para las estrellas situadas cerca del plano de la Vía Láctea , que se encuentran a unos pocos miles de parsecs de la Tierra, la extinción en la banda visual de frecuencias ( sistema fotométrico ) es de aproximadamente 1,8 magnitudes por kiloparsec. [4]
Para los observadores terrestres , la extinción surge tanto del medio interestelar (ISM) como de la atmósfera terrestre ; también puede surgir del polvo circunestelar alrededor de un objeto observado. La fuerte extinción en la atmósfera terrestre de algunas regiones de longitud de onda (como los rayos X , el ultravioleta y el infrarrojo ) se supera mediante el uso de observatorios espaciales . Dado que la luz azul está mucho más atenuada que la luz roja , la extinción hace que los objetos parezcan más rojos de lo esperado, un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar . [5]
En astronomía , el enrojecimiento interestelar es un fenómeno asociado con la extinción interestelar donde el espectro de radiación electromagnética de una fuente de radiación cambia las características de las que el objeto emitió originalmente . El enrojecimiento se produce debido a la dispersión de la luz por el polvo y otras materias en el medio interestelar . El enrojecimiento interestelar es un fenómeno diferente del corrimiento al rojo , que son los cambios de frecuencia proporcionales de los espectros sin distorsión. El enrojecimiento elimina preferentemente los fotones de longitud de onda más corta de un espectro irradiado mientras deja atrás los fotones de longitud de onda más larga (en la luz óptica , que es más roja ), dejando las líneas espectroscópicas sin cambios.
En la mayoría de los sistemas fotométricos se utilizan filtros (bandas de paso) a partir de los cuales las lecturas de la magnitud de la luz pueden tener en cuenta la latitud y la humedad entre los factores terrestres. El enrojecimiento interestelar equivale al "exceso de color", definido como la diferencia entre el índice de color observado de un objeto y su índice de color intrínseco (a veces denominado índice de color normal). Este último es el valor teórico que tendría si no se viera afectado por la extinción. En el primer sistema, el sistema fotométrico UBV ideado en la década de 1950 y sus sucesores más estrechamente relacionados, el exceso de color del objeto está relacionado con el color B-V del objeto (azul calibrado menos visible calibrado) mediante:
Para una estrella de secuencia principal de tipo A0 (éstas tienen longitud de onda y calor promedio entre la secuencia principal), los índices de color se calibran en 0 basándose en una lectura intrínseca de dicha estrella (± exactamente 0,02 dependiendo de qué punto espectral, es decir, banda de paso precisa dentro de el nombre abreviado del color está en cuestión, consulte el índice de colores ). A continuación se comparan mediante resta al menos dos y hasta cinco bandas de paso medidas en magnitud: U, B, V, I o R, durante las cuales se calcula y deduce el exceso de color procedente de la extinción. El nombre de los cuatro subíndices (R menos I, etc.) y el orden de resta de las magnitudes recalibradas es de derecha a izquierda inmediata dentro de esta secuencia.
El enrojecimiento interestelar se produce porque el polvo interestelar absorbe y dispersa las ondas de luz azul más que las ondas de luz roja, lo que hace que las estrellas parezcan más rojas de lo que son. Esto es similar al efecto que se observa cuando las partículas de polvo en la atmósfera de la Tierra contribuyen a las puestas de sol rojas (ver: Puesta de sol#Colores ). [6]
En términos generales, la extinción interestelar es más fuerte en longitudes de onda cortas, generalmente observadas mediante técnicas de espectroscopia . La extinción da como resultado un cambio en la forma de un espectro observado. A esta forma general se superponen características de absorción (bandas de longitud de onda donde se reduce la intensidad) que tienen una variedad de orígenes y pueden dar pistas sobre la composición química del material interestelar, por ejemplo, granos de polvo . Las características de absorción conocidas incluyen la protuberancia de 2175 Å , las bandas interestelares difusas , la característica de hielo de agua de 3,1 µm y las características de silicato de 10 y 18 µm .
En la vecindad solar , la tasa de extinción interestelar en la banda V de Johnson-Cousins (filtro visual) promediada a una longitud de onda de 540 nm generalmente se considera de 0,7 a 1,0 mag/kpc, simplemente un promedio debido a la aglomeración de las partículas interestelares. polvo. [7] [8] [9] Sin embargo, en general, esto significa que el brillo de una estrella se reducirá en aproximadamente un factor de 2 en la banda V vista desde un buen punto panorámico del cielo nocturno en la Tierra por cada kiloparsec (3260 años luz) está más lejos de nosotros.
La cantidad de extinción puede ser significativamente mayor en direcciones específicas. Por ejemplo, algunas regiones del Centro Galáctico están inundadas con obvio polvo oscuro de nuestro brazo espiral (y quizás de otros) y ellas mismas en un bulto de materia densa, causando hasta más de 30 magnitudes de extinción en el óptico, lo que significa que pasa menos de 1 fotón óptico de cada 10 12 . [10] Esto da lugar a la llamada zona de evitación , donde nuestra visión del cielo extragaláctico se ve gravemente obstaculizada, y las galaxias de fondo, como Dwingeloo 1 , han sido descubiertas recientemente mediante observaciones en radio e infrarrojos .
La forma general de la curva de extinción del ultravioleta a través del infrarrojo cercano (0,125 a 3,5 μm) (que representa la extinción en magnitud frente a la longitud de onda, a menudo invertida) mirando desde nuestro punto de vista a otros objetos de la Vía Láctea , está bastante bien caracterizada por la solo parámetro de visibilidad relativa (de dicha luz visible) R (V) (que es diferente en diferentes líneas de visión), [11] [12] pero se conocen desviaciones de esta caracterización. [13] Extender la ley de extinción al rango de longitud de onda del infrarrojo medio es difícil debido a la falta de objetivos adecuados y a diversas contribuciones de las características de absorción. [14]
R(V) compara extinciones agregadas y particulares. Es A(V)/E(B−V) . Reformulado, es la extinción total, A(V) dividida por la extinción total selectiva (A(B)−A(V)) de esas dos longitudes de onda (bandas). A(B) y A(V) son la extinción total en las bandas de filtro B y V. Otra medida utilizada en la literatura es la extinción absoluta A(λ)/A(V) en la longitud de onda λ, comparando la extinción total en esa longitud de onda con la de la banda V.
Se sabe que R(V) está correlacionado con el tamaño medio de los granos de polvo que causaron la extinción. Para la Vía Láctea, el valor típico de R(V) es 3,1, [15] pero varía considerablemente según las diferentes líneas de visión. [16] Como resultado, al calcular distancias cósmicas puede resultar ventajoso pasar a datos de estrellas del infrarrojo cercano (cuyo filtro o banda de paso Ks es bastante estándar), donde las variaciones y la cantidad de extinción son significativamente menores y similares. proporciones en cuanto a R (Ks): [17] 0,49 ± 0,02 y 0,528 ± 0,015 se encontraron respectivamente por grupos independientes. [16] [18] Esos dos hallazgos más modernos difieren sustancialmente en relación con el valor histórico comúnmente referenciado ≈0,7. [11]
La relación entre la extinción total, A(V) (medida en magnitudes ), y la densidad de la columna de átomos de hidrógeno neutros , NH ( normalmente medida en cm −2 ), muestra cómo se relacionan el gas y el polvo en el medio interestelar. . A partir de estudios que utilizan espectroscopía ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos de dispersión de rayos X en la Vía Láctea, Predehl y Schmitt [19] encontraron que la relación entre NH y A(V) es aproximadamente:
(ver también: [20] [21] [22] ).
Los astrónomos han determinado la distribución tridimensional de la extinción en el "círculo solar" (nuestra región de nuestra galaxia ), utilizando observaciones estelares visibles y en el infrarrojo cercano y un modelo de distribución de estrellas. [23] [24] El polvo que causa la extinción se encuentra principalmente a lo largo de los brazos espirales , como se observa en otras galaxias espirales .
Para medir la curva de extinción de una estrella , se compara el espectro de la estrella con el espectro observado de una estrella similar que se sabe que no se ve afectada por la extinción (sin enrojecer). [25] También es posible utilizar un espectro teórico en lugar del espectro observado para la comparación, pero esto es menos común. En el caso de las nebulosas de emisión , es común observar la proporción de dos líneas de emisión que no deberían verse afectadas por la temperatura y la densidad de la nebulosa. Por ejemplo, la relación entre las emisiones de hidrógeno alfa y beta es siempre de alrededor de 2,85 en una amplia gama de condiciones que prevalecen en las nebulosas. Por lo tanto, una relación distinta de 2,85 debe deberse a la extinción y, por tanto, se puede calcular la cantidad de extinción.
Una característica destacada en las curvas de extinción medidas de muchos objetos dentro de la Vía Láctea es un amplio "protuberancia" alrededor de 2175 Å , bien dentro de la región ultravioleta del espectro electromagnético . Esta característica se observó por primera vez en la década de 1960, [26] [27] pero su origen aún no se comprende bien. Se han presentado varios modelos para explicar este aumento que incluyen granos de grafito con una mezcla de moléculas de HAP . Las investigaciones de granos interestelares incrustados en partículas de polvo interplanetario (IDP) observaron esta característica e identificaron el portador con carbono orgánico y silicatos amorfos presentes en los granos. [28]
La forma de la curva de extinción estándar depende de la composición del ISM, que varía de una galaxia a otra. En el Grupo Local , las curvas de extinción mejor determinadas son las de la Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la Gran Nube de Magallanes (LMC).
En el LMC, hay una variación significativa en las características de la extinción ultravioleta con un aumento más débil de 2175 Å y una extinción del UV lejano más fuerte en la región asociada con la supercapa LMC2 (cerca de la región de explosión estelar de 30 Doradus) que la observada en otras partes del LMC y en la Vía Láctea. [30] [31] En el SMC, se observa una variación más extrema sin un aumento de 2175 Å y una extinción muy fuerte del UV lejano en la barra de formación de estrellas y una extinción ultravioleta bastante normal observada en el ala más inactiva. [32] [33] [34]
Esto da pistas sobre la composición del ISM en las distintas galaxias. Anteriormente, se pensaba que las diferentes curvas de extinción promedio en la Vía Láctea, LMC y SMC eran el resultado de las diferentes metalicidades de las tres galaxias: la metalicidad de la LMC es aproximadamente el 40% de la de la Vía Láctea , mientras que la de la SMC es aproximadamente el 40% de la de la Vía Láctea. 10%. Encontrar curvas de extinción tanto en LMC como en SMC que sean similares a las encontradas en la Vía Láctea [29] y encontrar curvas de extinción en la Vía Láctea que se parezcan más a las encontradas en la supercapa LMC2 de LMC [35] y en SMC Bar [36] ha dado lugar a una nueva interpretación. Las variaciones en las curvas observadas en las Nubes de Magallanes y la Vía Láctea pueden ser causadas por el procesamiento de los granos de polvo por la formación de estrellas cercanas. Esta interpretación está respaldada por trabajos en galaxias con estallido estelar (que están experimentando intensos episodios de formación estelar) que muestran que su polvo carece de la protuberancia de 2175 Å. [37] [38]
La extinción atmosférica da al Sol naciente o poniente un tono naranja y varía según la ubicación y la altitud . Los observatorios astronómicos generalmente pueden caracterizar la curva de extinción local con mucha precisión, para permitir que las observaciones se corrijan en función del efecto. Sin embargo, la atmósfera es completamente opaca a muchas longitudes de onda, lo que requiere el uso de satélites para realizar observaciones.
Esta extinción tiene tres componentes principales: dispersión de Rayleigh por moléculas de aire, dispersión por partículas y absorción molecular . La absorción molecular suele denominarse absorción telúrica , ya que es provocada por la Tierra ( telúrica es sinónimo de terrestre ). Las fuentes más importantes de absorción telúrica son el oxígeno molecular y el ozono , que absorben fuertemente la radiación cercana al ultravioleta , y el agua , que absorbe fuertemente la radiación infrarroja .
La cantidad de dicha extinción es más baja en el cenit del observador y más alta cerca del horizonte . Una estrella determinada, preferiblemente en oposición solar, alcanza su mayor altitud celeste y momento óptimo para la observación cuando la estrella está cerca del meridiano local alrededor de la medianoche solar y si la estrella tiene una declinación favorable ( es decir , similar a la latitud del observador ); por tanto, la época estacional debida a la inclinación axial es clave. La extinción se aproxima multiplicando la curva de extinción atmosférica estándar (trazada contra cada longitud de onda) por la masa de aire media calculada durante la duración de la observación. Una atmósfera seca reduce significativamente la extinción de infrarrojos.
{{cite book}}: |work=ignorado ( ayuda )