Extinção (astronomia) - Extinction (astronomy)

Em astronomia , extinção é a absorção e espalhamento de radiação eletromagnética por poeira e gás entre um objeto astronômico emissor e o observador . A extinção interestelar foi documentada pela primeira vez como tal em 1930 por Robert Julius Trumpler . No entanto, seus efeitos foram observados em 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve , e seu efeito nas cores das estrelas foi observado por vários indivíduos que não o conectaram com a presença geral de poeira galáctica. Para estrelas que se encontram perto do plano da Via Láctea e dentro de alguns milhares de parsecs da Terra, a extinção na banda visual de frequências ( sistema fotométrico ) é de aproximadamente 1,8  magnitudes por quiloparsec.

Para os observadores ligados à Terra , a extinção surge tanto do meio interestelar (ISM) quanto da atmosfera terrestre ; também pode surgir da poeira circunstelar em torno de um objeto observado. A forte extinção na atmosfera terrestre de algumas regiões de comprimento de onda (como raios X , ultravioleta e infravermelho ) é superada pelo uso de observatórios baseados no espaço. Como a luz azul é muito mais atenuada do que a luz vermelha , a extinção faz com que os objetos pareçam mais vermelhos do que o esperado, um fenômeno conhecido como avermelhamento interestelar.

Vermelhidão interestelar

Em astronomia , o avermelhamento interestelar é um fenômeno associado à extinção interestelar, onde o espectro da radiação eletromagnética de uma fonte de radiação muda as características daquela que o objeto emitiu originalmente . O avermelhamento ocorre devido à dispersão de luz de poeira e outras matérias no meio interestelar . O avermelhamento interestelar é um fenômeno diferente do redshift , que é o deslocamento de frequência proporcional dos espectros sem distorção. O avermelhamento remove preferencialmente fótons de comprimento de onda mais curto de um espectro irradiado, enquanto deixa para trás os fótons de comprimento de onda mais longo (no óptico , luz que é mais vermelha ), deixando as linhas espectroscópicas inalteradas.

Na maioria dos sistemas fotométricos, filtros (bandas de passagem) são usados, a partir dos quais as leituras da magnitude da luz podem levar em conta a latitude e a umidade entre os fatores terrestres. O avermelhamento interestelar equivale ao "excesso de cor", definido como a diferença entre o índice de cor observado de um objeto e seu índice de cor intrínseco (às vezes referido como seu índice de cor normal). Este último é o valor teórico que teria se não fosse afetado pela extinção. No primeiro sistema, o sistema fotométrico UBV desenvolvido na década de 1950 e seus sucessores mais próximos, o excesso de cor do objeto está relacionado à cor B − V do objeto (azul calibrado menos visível calibrado) por:

Para uma estrela de sequência principal do tipo A0 (estes têm comprimento de onda médio e calor entre a sequência principal), os índices de cor são calibrados em 0 com base em uma leitura intrínseca de tal estrela (± exatamente 0,02 dependendo de qual ponto espectral, ou seja, banda passante precisa dentro o nome abreviado da cor está em questão, consulte o índice de cores ). Pelo menos duas e até cinco bandas de passagem medidas em magnitude são então comparadas por subtração: U, B, V, I ou R durante a qual o excesso de cor da extinção é calculado e deduzido. O nome dos quatro subíndices (R menos I etc.) e a ordem da subtração das magnitudes recalibradas é da direita para a esquerda imediata nesta sequência.

Características gerais

O avermelhamento interestelar ocorre porque a poeira interestelar absorve e espalha as ondas de luz azul mais do que as ondas de luz vermelha, fazendo com que as estrelas pareçam mais vermelhas do que realmente são. Isso é semelhante ao efeito visto quando as partículas de poeira na atmosfera da Terra contribuem para o pôr do sol vermelho.

Em termos gerais, a extinção interestelar é mais forte em comprimentos de onda curtos, geralmente observada usando técnicas de espectroscopia . A extinção resulta em uma mudança na forma de um espectro observado. Sobrepostas a esta forma geral estão características de absorção (bandas de comprimento de onda onde a intensidade é reduzida) que têm uma variedade de origens e podem fornecer pistas quanto à composição química do material interestelar, por exemplo, grãos de poeira . Os recursos de absorção conhecidos incluem o relevo de 2175  Å , as bandas interestelares difusas , o recurso de gelo de água de 3,1  μm e os recursos de silicato de 10 e 18 μm .

Na vizinhança solar, a taxa de extinção interestelar na banda V de Johnson-Cousins ​​(filtro visual) calculada em um comprimento de onda de 540 nm é geralmente considerada 0,7-1,0 mag / kpc - simplesmente uma média devido à aglomeração de interestelar pó. Em geral, no entanto, isso significa que uma estrela terá seu brilho reduzido em cerca de um fator de 2 na banda V vista de um bom ponto de vista do céu noturno na Terra para cada quiloparsec (3.260 anos-luz) que está mais longe de nós .

A quantidade de extinção pode ser significativamente maior do que isso em direções específicas. Por exemplo, algumas regiões do Centro Galáctico estão inundadas com poeira escura intermediária óbvia de nosso braço espiral (e talvez outros) e elas mesmas em uma protuberância de matéria densa, causando mais de 30 magnitudes de extinção na óptica, o que significa que menos de 1 fóton óptico em 10 12 passa. Isso resulta na chamada zona de evitação , onde nossa visão do céu extra-galáctico é severamente prejudicada, e galáxias de fundo, como Dwingeloo 1 , só foram descobertas recentemente por meio de observações em rádio e infravermelho .

A forma geral da curva de extinção ultravioleta através do infravermelho próximo (0,125 a 3,5 μm) (plotando a extinção em magnitude em relação ao comprimento de onda, muitas vezes invertida) olhando de nosso ponto de vista para outros objetos na Via Láctea , é bastante bem caracterizada pela posição único parâmetro de visibilidade relativa (de tal luz visível) R (V) (que é diferente ao longo de diferentes linhas de visão), mas há desvios conhecidos desta caracterização. Estender a lei de extinção para a faixa de comprimento de onda do infravermelho médio é difícil devido à falta de alvos adequados e várias contribuições por recursos de absorção.

R (V) compara extinções agregadas e particulares. É A (V) / E (B − V) . Reafirmado, é a extinção total, A (V) dividida pela extinção total seletiva (A (B) −A (V)) daqueles dois comprimentos de onda (bandas). A (B) e A (V) são a extinção total nas bandas de filtro B e V. Outra medida utilizada na literatura é a extinção absoluta A (λ) / A (V) no comprimento de onda λ, comparando a extinção total naquele comprimento de onda com a da banda V.

R (V) é conhecido por estar correlacionado com o tamanho médio dos grãos de poeira que causam a extinção. Para nossa própria galáxia, a Via Láctea, o valor típico de R (V) é 3,1, mas descobriu-se que varia consideravelmente em diferentes linhas de visão. Como resultado, ao calcular distâncias cósmicas, pode ser vantajoso mover para dados de estrelas do infravermelho próximo (dos quais o filtro ou banda passante Ks é bastante padrão), onde as variações e a quantidade de extinção são significativamente menores, e razões semelhantes quanto a R (Ks): 0,49 ± 0,02 e 0,528 ± 0,015 foram encontrados respectivamente por grupos independentes. Essas duas descobertas mais modernas diferem substancialmente em relação ao valor histórico comumente referenciado ≈0,7.

A relação entre a extinção total, A (V) (medida em magnitudes ), e a densidade da coluna de átomos de hidrogênio neutros , N H (geralmente medida em cm −2 ), mostra como o gás e a poeira no meio interestelar estão relacionados . A partir de estudos usando espectroscopia ultravioleta de estrelas avermelhadas e halos de espalhamento de raios-X na Via Láctea, Predehl e Schmitt descobriram que a relação entre N H e A (V) é aproximadamente:

(Veja também:).

Os astrônomos determinaram a distribuição tridimensional da extinção no "círculo solar" (nossa região de nossa galáxia ), usando observações estelares visíveis e no infravermelho próximo e um modelo de distribuição de estrelas. A poeira que causa a extinção encontra-se principalmente ao longo dos braços espirais , como observado em outras galáxias espirais .

Medindo a extinção em relação a um objeto

Para medir a curva de extinção de uma estrela , o espectro da estrela é comparado ao espectro observado de uma estrela semelhante conhecida por não ser afetada pela extinção (não avermelhada). Também é possível usar um espectro teórico em vez do espectro observado para a comparação, mas isso é menos comum. No caso de nebulosas de emissão , é comum observar a razão de duas linhas de emissão que não devem ser afetadas pela temperatura e densidade na nebulosa. Por exemplo, a razão entre a emissão de hidrogênio alfa e hidrogênio beta é sempre em torno de 2,85 sob uma ampla gama de condições que prevalecem nas nebulosas. Uma proporção diferente de 2,85 deve, portanto, ser devido à extinção, e o valor da extinção pode então ser calculado.

O recurso 2175-angstrom

Uma característica proeminente nas curvas de extinção medidas de muitos objetos dentro da Via Láctea é uma grande 'saliência' em cerca de 2175 Å , bem na região ultravioleta do espectro eletromagnético . Essa característica foi observada pela primeira vez na década de 1960, mas sua origem ainda não é bem compreendida. Vários modelos foram apresentados para dar conta dessa saliência, os quais incluem grãos grafíticos com uma mistura de moléculas de PAH . Investigações de grãos interestelares embutidos em partículas de poeira interplanetária (IDP) observaram esta característica e identificaram o portador com carbono orgânico e silicatos amorfos presentes nos grãos.

Curvas de extinção de outras galáxias

Gráfico mostrando as curvas de extinção médias para MW, LMC2, LMC e SMC Bar. As curvas são plotadas versus 1 / comprimento de onda para enfatizar o UV.

A forma da curva de extinção padrão depende da composição do ISM, que varia de galáxia para galáxia. No Grupo Local , as curvas de extinção mais bem determinadas são as da Via Láctea, a Pequena Nuvem de Magalhães (SMC) e a Grande Nuvem de Magalhães (LMC).

No LMC, há uma variação significativa nas características da extinção ultravioleta com uma colisão de 2175 Å mais fraca e uma extinção ultravioleta mais forte na região associada com a superconcha LMC2 (perto da região de explosão estelar 30 Doradus) do que visto em outro lugar no LMC e na Via Láctea. No SMC, uma variação mais extrema é vista sem 2175 Å e uma extinção ultravioleta muito forte na barra de formação de estrelas e uma extinção ultravioleta razoavelmente normal observada na Asa mais quiescente.

Isso dá pistas sobre a composição do ISM nas várias galáxias. Anteriormente, as diferentes curvas médias de extinção na Via Láctea, LMC e SMC eram pensadas para ser o resultado das diferentes metalicidades das três galáxias: a metalicidade do LMC é cerca de 40% da Via Láctea , enquanto o SMC é cerca de 10%. Encontrar curvas de extinção no LMC e SMC que são semelhantes às encontradas na Via Láctea e encontrar curvas de extinção na Via Láctea que se parecem mais com as encontradas na superconcha LMC2 do LMC e na barra SMC deu origem a um nova interpretação. As variações nas curvas vistas nas Nuvens de Magalhães e na Via Láctea podem ser causadas pelo processamento dos grãos de poeira pela formação de estrelas próximas. Esta interpretação é apoiada por trabalhos em galáxias estelares (que estão passando por episódios intensos de formação de estrelas) em que sua poeira não tem a protuberância de 2175 Å.

Extinção atmosférica

A extinção atmosférica dá ao Sol nascente ou poente uma tonalidade laranja e varia com a localização e altitude . Os observatórios astronômicos geralmente são capazes de caracterizar a curva de extinção local com muita precisão, para permitir que as observações sejam corrigidas para o efeito. No entanto, a atmosfera é completamente opaca para muitos comprimentos de onda, exigindo o uso de satélites para fazer observações.

Essa extinção tem três componentes principais: espalhamento de Rayleigh por moléculas de ar, espalhamento por partículas e absorção molecular . A absorção molecular é freqüentemente chamada de absorção telúrica , pois é causada pela Terra ( telúrica é sinônimo de terrestre ). As fontes mais importantes de absorção telúrica são o oxigênio molecular e o ozônio , que absorvem fortemente a radiação próxima ao ultravioleta , e a água , que absorve fortemente o infravermelho .

A extensão dessa extinção é mais baixa no zênite do observador e mais alta perto do horizonte . Uma determinada estrela, de preferência em oposição solar, atinge sua maior altitude celestial e tempo ideal para observação quando a estrela está perto do meridiano local por volta da meia - noite solar e se a estrela tem uma declinação favorável (ou seja, semelhante à latitude do observador ); portanto, o tempo sazonal devido à inclinação axial é fundamental. A extinção é aproximada multiplicando-se a curva de extinção atmosférica padrão (plotada contra cada comprimento de onda) pela massa média de ar calculada ao longo da duração da observação. Uma atmosfera seca reduz significativamente a extinção de infravermelho.

Referências

Leitura adicional