En astronomía , la extinción es la absorción y dispersión de la radiación electromagnética por el polvo y el gas entre un objeto astronómico emisor y el observador . La extinción interestelar fue documentada por primera vez como tal en 1930 por Robert Julius Trumpler . [1] [2] Sin embargo, sus efectos habían sido notados en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve , [3] y su efecto en los colores de las estrellas había sido observado por varias personas que no lo relacionaban con la presencia general de polvo galáctico . Para las estrellas que se encuentran cerca del plano de la Vía Láctea que están 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 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 rayos X , ultravioleta e infrarrojos ) se supera mediante el uso de observatorios espaciales . Dado que la luz azul se atenúa mucho más que la luz roja , la extinción hace que los objetos parezcan más rojos de lo esperado; este fenómeno se llama enrojecimiento interestelar . [5]
El enrojecimiento interestelar es un fenómeno asociado con la extinción interestelar, en el que el espectro de la radiación electromagnética de una fuente de radiación cambia las características de las que emitió originalmente el objeto . El enrojecimiento se produce debido a la dispersión de la luz del polvo y otras materias en el medio interestelar . El enrojecimiento interestelar es un fenómeno diferente del corrimiento al rojo , que es el desplazamiento proporcional de la frecuencia de los espectros sin distorsión. El enrojecimiento elimina preferentemente los fotones de longitud de onda más corta de un espectro radiado, mientras que deja atrás los fotones de longitud de onda más larga, 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 su 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) por:
Para una estrella de secuencia principal de tipo A0 (que tiene una longitud de onda y un calor medios entre los de la secuencia principal), los índices de color se calibran a 0 en función de una lectura intrínseca de dicha estrella (± exactamente 0,02 dependiendo de qué punto espectral, es decir, banda de paso precisa dentro del nombre de color abreviado esté en cuestión, consulte el índice de color ). Luego, se comparan al menos dos y hasta cinco bandas de paso medidas en magnitud mediante sustracción: U, B, V, I o R durante la cual se calcula y deduce el exceso de color por extinción. El nombre de los cuatro subíndices (R menos I, etc.) y el orden de la sustracción 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 los atardeceres rojos . [6]
En términos generales, la extinción interestelar es más fuerte en longitudes de onda cortas, generalmente observadas mediante técnicas de espectroscopia. La extinción produce un cambio en la forma de un espectro observado. Superpuestos a esta forma general hay características de absorción (bandas de longitud de onda donde la intensidad es menor) 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 el vecindario solar , la tasa de extinción interestelar en la banda V de Johnson-Cousins (filtro visual) promediada en una longitud de onda de 540 nm se toma generalmente como 0,7-1,0 mag/kpc, simplemente un promedio debido a la aglomeración del polvo interestelar. [7] [8] [9] En general, sin embargo, esto significa que una estrella tendrá su brillo reducido en aproximadamente un factor de 2 en la banda V vista desde un buen punto de observación del cielo nocturno en la Tierra por cada kiloparsec (3260 años luz) que esté más lejos de nosotros.
La cantidad de extinción puede ser significativamente mayor que esto en direcciones específicas. Por ejemplo, algunas regiones del centro galáctico están inundadas de polvo oscuro intermedio obvio de nuestro brazo espiral (y quizás otros) y ellos mismos en un bulto de materia densa, causando tanto como más de 30 magnitudes de extinción en el óptico, lo que significa que menos de 1 fotón óptico en 10 12 pasa a través. [10] Esto da como resultado la zona de evitación , donde nuestra vista del cielo extragaláctico está severamente obstaculizada, y las galaxias de fondo, como Dwingeloo 1 , solo se descubrieron recientemente a través de observaciones en radio e infrarrojo .
La forma general de la curva de extinción del ultravioleta al infrarrojo cercano (0,125 a 3,5 μm) (que representa la extinción en magnitud frente a la longitud de onda, a menudo invertida) observada desde nuestro punto de vista en otros objetos de la Vía Láctea , está bastante bien caracterizada por el parámetro independiente de visibilidad relativa (de dicha luz visible) R(V) (que es diferente a lo largo de diferentes líneas de visión), [11] [12] pero existen desviaciones conocidas 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 varias contribuciones de las características de absorción. [14]
R(V) compara las 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 promedio de los granos de polvo que causan la extinción. Para la Vía Láctea, el valor típico de R(V) es 3,1, [15] pero se ha descubierto que varía considerablemente según las diferentes líneas de visión. [16] Como resultado, al calcular distancias cósmicas puede ser ventajoso pasar a los 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 las proporciones son similares a R(Ks): [17] 0,49 ± 0,02 y 0,528 ± 0,015 fueron hallados 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 neutro, N H (normalmente medida en cm −2 ), muestra cómo se relacionan el gas y el polvo en el medio interestelar. A partir de estudios realizados con espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos de dispersión de rayos X en la Vía Láctea, Predehl y Schmitt [19] descubrieron que la relación entre N H y A(V) era 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 e infrarrojas cercanas y un modelo de distribución de estrellas. [23] [24] El polvo causante de 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 enrojecimiento). [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 relación de dos líneas de emisión que no deberían verse afectadas por la temperatura y la densidad en la nebulosa. Por ejemplo, la relación de emisión de hidrógeno-alfa a hidrógeno-beta siempre está 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 así 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 una amplia "protuberancia" a unos 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 entiende bien. Se han presentado varios modelos para explicar esta protuberancia 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 medio interestelar, 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 la LMC, hay una variación significativa en las características de la extinción ultravioleta con una protuberancia de 2175 Å más débil y una extinción ultravioleta lejana más fuerte en la región asociada con la supercapa LMC2 (cerca de la región de estallido estelar 30 Doradus) que la observada en otras partes de la LMC y en la Vía Láctea. [30] [31] En la SMC, se ve una variación más extrema sin protuberancia de 2175 Å y una extinción ultravioleta lejana muy fuerte en la Barra de formación estelar y una extinción ultravioleta bastante normal vista en el Ala más inactiva. [32] [33] [34]
Esto proporciona pistas sobre la composición del medio interestelar en las distintas galaxias. Anteriormente, se pensaba que las diferentes curvas de extinción promedio en la Vía Láctea, la LMC y la 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 de aproximadamente el 10%. El hallazgo de curvas de extinción tanto en la LMC como en la SMC que son similares a las encontradas en la Vía Láctea [29] y el hallazgo de curvas de extinción en la Vía Láctea que se parecen más a las encontradas en la supercapa LMC2 de la LMC [35] y en la barra de la SMC [36] ha dado lugar a una nueva interpretación. Las variaciones en las curvas observadas en las Nubes de Magallanes y la Vía Láctea pueden, en cambio, ser causadas por el procesamiento de los granos de polvo por la formación estelar cercana. Esta interpretación está respaldada por trabajos en galaxias con brotes de formación estelar (que están atravesando 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 anaranjado y varía con la ubicación y la altitud . Los observatorios astronómicos generalmente pueden caracterizar la curva de extinción local con mucha precisión, lo que permite corregir las observaciones para tener en cuenta el 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 a menudo se denomina absorción telúrica , ya que es causada por la Tierra ( telúrico es un 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 el infrarrojo .
La cantidad de dicha extinción es más baja en el cenit del observador y más alta cerca del horizonte . Una estrella dada, preferiblemente en oposición solar, alcanza su mayor altitud celestial y tiempo 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 lo tanto, el tiempo estacional debido a la inclinación axial es clave. La extinción se aproxima multiplicando la curva de extinción atmosférica estándar (graficada 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 infrarroja.
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