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Publicado: 11 de junio de 2014
Extinción (astronomía)
Para otros usos de este término, véase Extinción (desambiguación).
La extinción es un término utilizado en astronomía para describir la absorción y la dispersión de la radiación electromagnética emitida por objetos astronómicos. Estos fenómenos son debidos a la existencia de materia, principalmente gas y polvo, entre el objeto emisor y el observador. El concepto deextinción interestelar se atribuye generalmente a Robert Julius Trumpler,1 aunque sus efectos fueron identificados por primera vez en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve.2 En el caso de observadores en la Tierra, los efectos de la extinción provienen tanto del medio interestelar como de la atmósfera terrestre. Asimismo, puede haber extinción debida al polvo circumestelar alrededor del objetoobservado (por ejemplo, en discos de acrecimiento alrededor de estrellas). La acentuada extinción atmosférica en ciertas longitudes de onda (por ejemplo, rayos X, ultravioleta e infrarrojo) requiere el uso de observatorios espaciales. Debido a que, en longitudes de onda visibles, la luz azul es atenuada con mayor intensidad que la luz roja, los objetos se observan más enrojecidos de lo esperado, porlo cual, la extinción estelar es llamada muchas veces «enrojecimiento interestelar».
Índice [ocultar]
1 Características generales
2 Medición de la extinción en dirección a un objeto
3 El rasgo a 2175 Å
4 Curvas de extinción en otras galaxias
5 Extinción atmosférica
6 Referencias
6.1 Notas
6.2 Bibliografía
7 Enlaces externos
Características generales[editar]
Hablando de formageneral, la extinción interestelar varía con la longitud de onda, de tal forma que, mientras menor es esta última, mayor será la extinción. Existen características de la absorción adicionales a esta tendencia general. Éstas tienen orígenes diversos y pueden dar indicios acerca de la composición del polvo que genera la absorción. Entre las características de absorción que se conocen están laprotuberancia a 2175 Å, las bandas interestelares difusas, absorciones de hielo a 3.1 μm y absorciones de silicatos a 10 y 18 μm.
Usualmente, la tasa de extinción interestelar en la banda V del sistema fotométrico de Johnson-Cousin toma valores de 0,7 a 1,0 magnitudes por kilopársec en la vecindad solar.
La forma general de la curva de extinción en la Vía Láctea en la zona ultravioleta del espectroelectromagnético está bastante bien caracterizada por el parámetro R(V),3 4 pero se conocen desviaciones de este parámetro de caracterización.5 El parámetro R(V) se puede escribir como
R(V) = \frac{A(V)}{E(B-V)}
donde A(V) es la extinción total en la banda visible y E(B-V) = A(B)-A(V) es la diferencia entre la extinción en las longitudes de onda azules y la banda visible. Se sabe que R(V) estacorrelacionada con el tamaño promedio de los granos de polvo que provocan la extinción. A partir de mediciones en nuestra galaxia, el valor típico de R(V) es 3,1.6
A partir de la relación entre la extinción total, A(V), y el número de átomos de hidrógeno, en una columna de 1 cm², N_\mathrm{H}, se puede obtener la forma en que el gas y el polvo en el medio interestelar están relacionados. Se hapodido determinar la relación
\frac{N_\mathrm{H}}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{átomos}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}
utilizando espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos dispersores de rayos X en la Vía Láctea.7 8 9
La distribución tridimensional de la extinción se ha determinado10 en la órbita del Sol en la Vía Láctea utilizando observaciones estelares encercano infrarrojo y un modelo galáctico.11 El polvo que da lugar a la extinción se ha observado que yace a lo largo de los brazos espirales de la Vía Láctea, de la misma forma que se observa en otras galaxias espirales.
Medición de la extinción en dirección a un objeto[editar]
Para medir la curva de extinción para una estrella, el espectro de la misma se compara con el espectro observado de una...
Para otros usos de este término, véase Extinción (desambiguación).
La extinción es un término utilizado en astronomía para describir la absorción y la dispersión de la radiación electromagnética emitida por objetos astronómicos. Estos fenómenos son debidos a la existencia de materia, principalmente gas y polvo, entre el objeto emisor y el observador. El concepto deextinción interestelar se atribuye generalmente a Robert Julius Trumpler,1 aunque sus efectos fueron identificados por primera vez en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve.2 En el caso de observadores en la Tierra, los efectos de la extinción provienen tanto del medio interestelar como de la atmósfera terrestre. Asimismo, puede haber extinción debida al polvo circumestelar alrededor del objetoobservado (por ejemplo, en discos de acrecimiento alrededor de estrellas). La acentuada extinción atmosférica en ciertas longitudes de onda (por ejemplo, rayos X, ultravioleta e infrarrojo) requiere el uso de observatorios espaciales. Debido a que, en longitudes de onda visibles, la luz azul es atenuada con mayor intensidad que la luz roja, los objetos se observan más enrojecidos de lo esperado, porlo cual, la extinción estelar es llamada muchas veces «enrojecimiento interestelar».
Índice [ocultar]
1 Características generales
2 Medición de la extinción en dirección a un objeto
3 El rasgo a 2175 Å
4 Curvas de extinción en otras galaxias
5 Extinción atmosférica
6 Referencias
6.1 Notas
6.2 Bibliografía
7 Enlaces externos
Características generales[editar]
Hablando de formageneral, la extinción interestelar varía con la longitud de onda, de tal forma que, mientras menor es esta última, mayor será la extinción. Existen características de la absorción adicionales a esta tendencia general. Éstas tienen orígenes diversos y pueden dar indicios acerca de la composición del polvo que genera la absorción. Entre las características de absorción que se conocen están laprotuberancia a 2175 Å, las bandas interestelares difusas, absorciones de hielo a 3.1 μm y absorciones de silicatos a 10 y 18 μm.
Usualmente, la tasa de extinción interestelar en la banda V del sistema fotométrico de Johnson-Cousin toma valores de 0,7 a 1,0 magnitudes por kilopársec en la vecindad solar.
La forma general de la curva de extinción en la Vía Láctea en la zona ultravioleta del espectroelectromagnético está bastante bien caracterizada por el parámetro R(V),3 4 pero se conocen desviaciones de este parámetro de caracterización.5 El parámetro R(V) se puede escribir como
R(V) = \frac{A(V)}{E(B-V)}
donde A(V) es la extinción total en la banda visible y E(B-V) = A(B)-A(V) es la diferencia entre la extinción en las longitudes de onda azules y la banda visible. Se sabe que R(V) estacorrelacionada con el tamaño promedio de los granos de polvo que provocan la extinción. A partir de mediciones en nuestra galaxia, el valor típico de R(V) es 3,1.6
A partir de la relación entre la extinción total, A(V), y el número de átomos de hidrógeno, en una columna de 1 cm², N_\mathrm{H}, se puede obtener la forma en que el gas y el polvo en el medio interestelar están relacionados. Se hapodido determinar la relación
\frac{N_\mathrm{H}}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{átomos}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}
utilizando espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos dispersores de rayos X en la Vía Láctea.7 8 9
La distribución tridimensional de la extinción se ha determinado10 en la órbita del Sol en la Vía Láctea utilizando observaciones estelares encercano infrarrojo y un modelo galáctico.11 El polvo que da lugar a la extinción se ha observado que yace a lo largo de los brazos espirales de la Vía Láctea, de la misma forma que se observa en otras galaxias espirales.
Medición de la extinción en dirección a un objeto[editar]
Para medir la curva de extinción para una estrella, el espectro de la misma se compara con el espectro observado de una...
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