멸종(천체학)

Extinction (astronomy)
다른 용도는 소멸(동음이의)을 참조하십시오.

천문학에서, 멸종은 방출하는 천문학적 물체와 관측자 사이에 먼지와 가스에 의해 전자기 복사가 흡수되고 산란되는 것이다.1930년 로버트 줄리어스 트럼플러에 [1][2]의해 성간 멸종이 처음으로 기록되었다.하지만, 1847년 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루베에 [3]의해 그것의 영향이 언급되었고, 별의 색깔에 대한 영향은 은하 먼지의 일반적인 존재와 관련이 없는 많은 사람들에 의해 관찰되었다.은하수 평면 근처에 있고 지구로부터 수천 파섹 이내에 있는 별들의 경우, 가시 주파수 대역(광도계)의 소멸은 킬로파섹 [4]당 약 1.8 등급입니다.

지구에 묶인 관측자들에게, 멸종은 성간 매체(ISM)와 지구의 대기 둘 다에서 일어난다; 또한 관측된 물체 주변의 별 주위 먼지에서도 발생할 수 있다.일부 파장 영역(예: X선, 자외선, 적외선)의 지구 대기의 강한 소멸은 우주 기반 관측소를 사용함으로써 극복된다.푸른 빛은 붉은 빛보다 훨씬 더 강하게 감쇠하기 때문에, 소멸은 물체를 예상보다 더 붉게 보이게 하는데, 이것은 성간 적색 [5]현상이라고 불립니다.

성간홍색

천문학에서, 성간 홍조는 복사원에서 나오는 전자파 방사선의 스펙트럼이 물체가 원래 방출한 것과 특성이 변하는 성간 소멸과 관련된 현상이다.적색 변색은 성간 매질 내의 먼지와 다른 물질로부터 산란되는 빛 때문에 발생합니다.성간 적색변화는 왜곡 없이 스펙트럼의 비례 주파수 이동인 적색 편이와는 다른 현상이다.붉은색을 띠면 방사 스펙트럼에서 짧은 파장 광자가 우선적으로 제거되고, 긴 파장 광자(광학적으로는 더 붉은 빛)는 남겨져 분광 라인은 변경되지 않습니다.

대부분의 광도계 시스템에서 필터(패스밴드)가 사용되며, 이 필터는 빛의 크기를 판독할 때 지상 요인 중 위도와 습도를 고려할 수 있다.성간 적색 표시는 "색 초과"에 해당하며, 물체의 관찰된 색 지수와 고유 색 지수(때로는 정상 색 지수라고도 합니다.후자는 멸종의 영향을 받지 않는다면 가질 수 있는 이론적 가치이다.첫 번째 시스템에서는 1950년대에 개발된 UBV 광도 측정 시스템 및 가장 가까운 후속 모델인 물체의 색 E_{가 물체의 B-V 색상(보정된 파란색 마이너스 보정된 가시색)과 관련이 있습니다.

A0형 주계열성(주계열성 중 파장과 열이 중위수)의 경우 색지수는 해당 별의 고유 판독치에 기초하여 0으로 보정된다(어느 스펙트럼 포인트, 즉 약어 색상명 내의 정확한 통과 대역에 따라 ± 0.02).다음으로 최소 2개, 최대 5개의 측정 패스밴드를 감산하여 비교한다.U, B, V, I 또는 R은 소멸로부터의 색초과가 계산되어 차감된다.4개의 서브인덱스(R - I 등)의 이름과 재보정된 크기를 뺀 순서는 이 시퀀스 내에서 오른쪽에서 바로 왼쪽입니다.

일반적인 특징

성간 홍조는 성간 먼지가 붉은 빛 파동보다 푸른 빛 파동을 더 많이 흡수하고 산란하기 때문에 일어나며, 이로 인해 별이 그들보다 더 붉게 보입니다.이것은 지구 대기의 먼지 입자가 붉은 [6]일몰에 기여했을 때 나타나는 영향과 유사하다.

대체로, 성간 소멸은 짧은 파장에서 가장 강하며, 일반적으로 분광학 기술을 사용하여 관측된다.소멸은 관측된 스펙트럼의 형태를 변화시킨다.이 일반적인 형태에 중첩된 것은 다양한 기원을 가지고 있으며 먼지 입자와 같은 성간 물질의 화학적 조성에 대한 단서를 줄 수 있는 흡수 특성(강도가 낮아지는 파장 대역)이다.알려진 흡수 특성으로는 2175 o 범프, 확산성간대, 3.1 μm 물 얼음 특성, 10 μm와 18 μm 규산염 특성이 있습니다.

태양 근방에서, 540 nm의 파장에서 평균적인 존슨-카신스 V-밴드(시각 필터)의 성간 소멸 속도는 보통 성간 [7][8][9]먼지의 뭉침 때문에 평균 0.7–1.0 mag/kpc-로 간주된다.그러나 일반적으로 이것은 별이 지구에서 멀리 떨어져 있는 매 킬로파섹(3,260광년) 동안 좋은 밤하늘에서 바라본 V 대역의 밝기가 약 2배 감소한다는 것을 의미합니다.

특정 방향에서는 멸종량이 이보다 훨씬 많을 수 있다.예를 들어, 은하 센터의 일부 지역은 우리 나선팔(그리고 아마도 다른 지역)과 그들 스스로 밀도가 높은 물질의 팽출에 간섭하는 명백한 암흑 먼지로 넘쳐나는데, 이는 광학에서 30등급 이상의 소멸을 야기하며, 이는 10분의12 1 미만의 광학 광자가 [10]통과하는 것을 의미합니다.이로 인해 은하계 밖의 하늘을 보는 우리의 시야가 심각하게 방해받는 이른바 회피 구역이 생겨났고 드윙글루 1호와 같은 배경은하는 최근에야 전파와 적외선 관측을 통해 발견되었다.

은하수의 다른 천체에서 우리의 유리한 지점에서 바라본 근적외선(0.125 ~ 3.5 μm) 소멸 곡선(파장 대비 크기에서 소멸을 계획, 종종 반전)을 통한 자외선의 일반적인 모양은 (이러한 가시광선의) 상대적인 가시성의 독립적 매개변수에 의해 상당히 잘 특징지어진다.서로 다른 [11][12]시선에 따라 다르다.) 그러나 [13]이 특성화에서 이미 알려진 편차가 있다.흡수 특성에 의한 다양한 기여와 적절한 대상이 없기 때문에 소멸 법칙을 [14]중적외선 파장 범위로 확장하는 것은 어렵다.

R(V)는 집적과 특정 멸종을 비교합니다.A(V)/E(B-V)입니다.다시 말하면, A(V)를 이들 2개의 파장(밴드)의 선택적 총소멸(A(B)-A(V)로 나눈 것이다.A(B)와 A(V)는 B 및 V 필터 대역에서 완전히 소멸됩니다.문헌에서 사용되는 또 다른 척도는 파장 θ에서의 절대 소광 A(θ)/A(V)이며, 파장 θ에서의 전체 소광과 V 대역에서의 소광을 비교한다.

R(V)은 멸종의 원인이 되는 먼지 입자의 평균 크기와 상관관계가 있는 것으로 알려져 있다.우리 은하인 우리은하의 경우, R(V)의 일반적인 값은 3.1이지만,[15][16] 시선마다 상당히 다른 것으로 밝혀졌습니다.때 우주 거리를 계산 결과적으로, 출연한 자료에 어디서 멸종의 다양성과 양이 대단히 적은 있는near-infrared(그 필터 또는 통과 대역개의 삼진을 상당히 표준이다)에서 벗어나 R(개의 삼진을)에 비슷한 비율:[17]0.49±0.02과 0.528±0.015 각각 독립 집단에 발견되었습니다가 유리할 수 있다.[16][18]이러한 두 가지 더 현대적인 발견은 일반적으로 참조되는 과거 가치 §0.[11]7에 비해 상당히 다르다.

전체 소멸인 A(V)(크기로 측정)와 중성 수소 원자 기둥 NH(보통 cm로−2 측정)의 열 밀도 사이의 관계는 성간 매체의 가스와 먼지가 어떻게 연관되어 있는지를 보여준다.우리은하의 적색 별과 X선 산란 할로겐의 자외선 분광법을 사용한 연구에서 Prepecthl과 Schmitt는[19] N과 A(V)의H 관계가 대략 다음과 같은 것을 발견했다.

(「:」[20][21][22]도 참조).

천문학자들은 가시적이고 근적외선 항성 관측과 [23][24]별의 분포 모형을 사용하여 "태양원"(우리은하의 우리 지역)에서 소멸의 3차원 분포를 알아냈다.다른 나선은하에서 관측된 것처럼, 소멸을 일으키는 먼지는 주로 나선은하를 따라 놓여 있습니다.

물체에 대한 소멸 측정

별의 소멸 곡선을 측정하기 위해, 별의 스펙트럼은 소멸의 영향을 받지 않는 것으로 알려진 유사한 별의 관측된 스펙트럼과 비교된다.[25]비교에 관측된 스펙트럼 대신 이론적인 스펙트럼을 사용할 수도 있지만, 이는 그다지 흔하지 않다.방출성운의 경우, 성운의 온도와 밀도에 영향을 받지 않아야 하는 두 방출선의 비율을 보는 것이 일반적입니다.예를 들어, 수소 알파 대 수소 베타 방출의 비율은 성운에서 일반적인 광범위한 조건에서 항상 약 2.85입니다.따라서 2.85 이외의 비율은 소멸에 의한 것이어야 하며, 따라서 소멸의 양을 계산할 수 있다.

2175 angstrom 기능

우리 은하 내 많은 천체들의 측정된 소멸 곡선에서 한 가지 두드러진 특징은 전자파 스펙트럼의 자외선 영역까지 약 2175Ω의 넓은 '범프'입니다.이 특징은 1960년대에 [26][27]처음 발견되었지만, 그 기원은 아직 잘 알려져 있지 않다.PAH 분자의 혼합을 포함한 흑연 입자를 포함한 이 범프를 설명하기 위해 여러 모델이 제시되었다.행성간먼지입자(IDP)에 내장된 성간입자를 조사하여 이 특징을 관찰하고 그 [28]입자에 존재하는 유기탄소와 비정질 규산염이 운반체임을 확인하였습니다.

다른 은하의 소멸 곡선

MW, LMC2, LMC 및 SMC [29]막대의 평균 소멸 곡선을 보여 주는 그림입니다.곡선은 UV를 강조하기 위해 1/파장 대 플롯으로 표시됩니다.

표준 소멸 곡선의 형태는 은하마다 다른 ISM의 구성에 따라 달라집니다.국부 그룹에서 가장 잘 결정된 멸종 곡선은 은하수, 소마젤란 은하(SMC), 대마젤란 은하(LMC)입니다.

LMC에서는 LMC 및 은하수에서 [30][31]볼 수 있는 다른 곳보다 LMC2 슈퍼셸과 관련된 영역(30도라두스 스타버스트 영역 근처)에서 2175Ω의 범프가 약하고 원자외선 소광이 강한 자외선 소실의 특성이 현저하게 변화한다.SMC에서는 2175Ω의 범프가 없고, 매우 강한 극자외선 소멸이 Bar형성봉에 있으며, 비교적 조용한 [32][33][34]날개에서 볼 수 있는 상당히 정상적인 자외선 소멸로 더욱 극단적인 변화가 보입니다.

이것은 다양한 은하에서 ISM의 구성에 대한 단서를 제공합니다.이전에는 은하수, LMC 및 SMC의 다른 평균 소멸 곡선은 세 은하의 다른 금속성의 결과로 생각되었습니다. 즉, LMC의 금속성은 은하수의 약 40%인 반면 SMC의 금속성은 약 10%입니다.LMC와 SMC 모두에서 은하수와[29] 유사한 소멸 곡선을 찾고, LMC의[35] LMC2 슈퍼셸과 SMC[36] 바에서 발견되는 것과 더 유사한 은하수 소멸 곡선을 찾는 것은 새로운 해석을 낳았습니다.대신 마젤란 구름과 은하수에서 볼 수 있는 곡선의 변화는 가까운 별 형성에 의한 먼지 입자의 처리로 인해 발생할 수 있습니다.이러한 해석은 먼지에 2175Ω의 [37][38]범프가 없다는 것을 보여주는 폭발적 항성생성 과정을 거치고 있는 은하에 대한 연구로 뒷받침됩니다.

대기권 소멸

대기권 소멸은 떠오르는 태양이나 지는 태양을 주황색으로 만들고 위치와 고도에 따라 변합니다.천문 관측소는 일반적으로 관측 결과를 보정하기 위해 국지적 소멸 곡선의 특성을 매우 정확하게 파악할 수 있습니다.그럼에도 불구하고, 대기는 관측을 위해 위성을 사용해야 하는 많은 파장에 대해 완전히 불투명하다.

이 멸종은 세 가지 주요 요소로 이루어져 있다: 공기 분자에 의한 레일리 산란, 미립자에 의한 산란, 그리고 분자 흡수.분자 흡수는 지구에 의해 발생하므로 종종 텔루르 흡수라고 불린다.텔루르 흡수의 가장 중요한 원천은 자외선 근처의 방사선을 강하게 흡수하는 분자 산소와 오존, 그리고 적외선을 강하게 흡수하는 물이다.

이러한 멸종은 관측자의 천정에서 가장 적고 지평선 근처에서 가장 높다.태양 반대편에 있는 특정 별은 태양 자오선 부근에 있고 별이 편차가 양호할 때(즉 관측자의 위도와 유사할 때) 가장 큰 천체 고도와 관측 최적 시간에 도달한다. 따라서 축 기울기에 의한 계절 시간이 핵심이다.소멸은 관측 기간 동안 계산된 평균 공기량에 표준 대기 소멸 곡선(각 파장에 대해 그림으로 표시)을 곱하여 근사치를 구한다.건조한 대기는 적외선 소실을 크게 감소시킨다.

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