Extinción (astronomía)

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 ya habían sido observados 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 relacionaron con la presencia general de polvo galáctico . Para las estrellas que se encuentran cerca del plano de la Vía Láctea , a unos pocos miles de pársecs de la Tierra, la extinción en la banda de frecuencias visibles ( sistema fotométrico ) es aproximadamente de 1,8 magnitudes por kilopársec. ^{[ 4 ]} 

Para los observadores terrestres , la extinción se origina tanto en el medio interestelar como en la atmósfera terrestre ; también puede deberse al polvo circunestelar que rodea un objeto observado. La fuerte extinción en la atmósfera terrestre de algunas regiones de longitud de onda (como rayos X , ultravioleta e infrarrojo ) 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 denomina enrojecimiento interestelar . ^{[ 5 ]}

El enrojecimiento interestelar es un fenómeno asociado a la extinción interestelar en el que el espectro de radiación electromagnética de una fuente cambia sus características respecto a la emisión original del objeto . Este enrojecimiento se produce por la dispersión de la luz en el polvo y otros materiales del medio interestelar . El enrojecimiento interestelar es un fenómeno distinto del corrimiento al rojo , que consiste en los cambios de frecuencia proporcionales de los espectros sin distorsión. El enrojecimiento elimina preferentemente los fotones de longitud de onda más corta del espectro emitido, dejando los de longitud de onda más larga, lo que provoca que las líneas espectroscópicas permanezcan inalteradas.

En la mayoría de los sistemas fotométricos , se utilizan filtros (bandas de paso) a partir de los cuales las lecturas de magnitud de la luz pueden tener en cuenta la latitud y la humedad, entre otros 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 cercanos, el exceso de color del objeto${\displaystyle E_{BV}}$está relacionado con el color B−V del objeto (azul calibrado menos visible calibrado) mediante:

$${\displaystyle E_{BV}=(BV)_{\textrm {observado}}-(BV)_{\textrm {intrínseco}}\,}$$

Para una estrella de secuencia principal de tipo A0 (estas tienen longitud de onda y calor medianos entre las de 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 del nombre abreviado del color, esté en cuestión, ver índice de color ). Luego se comparan al menos dos y hasta cinco bandas de paso medidas en magnitud por sustracción: U, B, V, I o R durante la cual se calcula y se deduce el exceso de color debido a la extinción. El nombre de los cuatro subíndices (R menos I, etc.) y el orden de la sustracción de 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 intensa en longitudes de onda cortas, que generalmente se observan mediante técnicas de espectroscopia. La extinción produce un cambio en la forma del espectro observado. Superpuestas a esta forma general, aparecen características de absorción (bandas de longitud de onda donde la intensidad disminuye) que tienen diversos orígenes y pueden proporcionar información sobre la composición química del material interestelar, como por ejemplo, los granos de polvo. Entre las características de absorción conocidas se incluyen el pico de 2175 Å , las bandas interestelares difusas , la característica del hielo de agua de 3,1 μm y las características de silicatos 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 se suele tomar como 0,7–1,0 mag/kpc, simplemente un promedio debido a la grumosidad del polvo interestelar. ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} En general, sin embargo, esto significa que una estrella verá 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 esta en direcciones específicas. Por ejemplo, algunas regiones del Centro Galáctico están inundadas de polvo oscuro interviniente evidente de nuestro brazo espiral (y quizás otros) y de ellos mismos en un bulbo de materia densa, causando hasta más de 30 magnitudes de extinción en el óptico, lo que significa que menos de 1 fotón óptico de cada 10 ¹² pasa a través. ^{[ 10 ]} Esto da como resultado la zona de evitación , donde nuestra visión del cielo extragaláctico está severamente obstaculizada, y galaxias de fondo, como Dwingeloo 1 , fueron descubiertas recientemente a través de observaciones en radio e infrarrojo .

La forma general de la curva de extinción ultravioleta a infrarrojo cercano (0,125 a 3,5 μm) (que representa la extinción en magnitud frente a la longitud de onda, a menudo invertida) vista desde nuestro punto de vista hacia otros objetos en 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 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 las diversas contribuciones de las características de absorción. ^{[ 14 ]}

R(V) compara las extinciones agregadas y particulares. Es $${\displaystyle A_{V}/E(BV)\,}$$

En otras palabras, se trata de 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) representan la extinción total en las bandas de filtro B y V , respectivamente. Otra medida utilizada en la literatura es la extinción absoluta A(λ)/A(V) en la longitud de onda λ, que compara la extinción total en dicha 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 encontrado que varía considerablemente en diferentes líneas de visión. ^{[ 16 ]} Como resultado, al calcular distancias cósmicas puede ser ventajoso pasar a datos estelares del infrarrojo cercano (del cual el filtro o banda de paso Ks es bastante estándar) donde las variaciones y la cantidad de extinción son significativamente menores, y proporciones similares a R(Ks): ^{[ 17 ]} 0,49±0,02 y 0,528±0,015 fueron encontrados respectivamente por grupos independientes. ^{[ 16 ] [ 18 ]} Estos 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 columna de átomos de hidrógeno neutro, N _H (generalmente medida en cm ⁻² ), muestra cómo se relacionan el gas y el polvo en el medio interestelar. A partir de estudios que utilizan espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos de dispersión de rayos X en la Vía Láctea, Predehl y Schmitt ^{[ 19 ]} encontraron que la relación entre N _H y A(V) es aproximadamente:

${\displaystyle {\frac {N_{H}}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{atoms}}~{\mbox{cm}}^{-2}~{\mbox{mag}}^{-1}}$

(véase 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 en el visible y 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 ha observado en otras galaxias espirales.

Para medir la curva de extinción de una estrella , el espectro de la estrella se compara con el espectro observado de una estrella similar que se sabe que no está afectada por la extinción (sin enrojecimiento). ^{[ 25 ]} También es posible usar 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 la emisión de hidrógeno alfa a hidrógeno beta siempre es alrededor de 2,85 bajo 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 prominente en las curvas de extinción medidas de muchos objetos dentro de la Vía Láctea es un amplio pico 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 pico, que incluyen granos grafíticos con una mezcla de moléculas de HAP . Las investigaciones de granos interestelares incrustados en partículas de polvo interplanetario (PPI) 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 galaxia en galaxia. 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 Gran Nube de Magallanes (LMC), se observa una variación significativa en las características de la extinción ultravioleta, con un pico más débil a 2175 Å y una extinción ultravioleta lejana más fuerte en la región asociada con la supercapa LMC2 (cerca de la región de formación estelar de 30 Doradus) que en otras partes de la LMC y la Vía Láctea. ^{[ 30 ] [ 31 ]} En la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), se observa una variación más extrema, sin pico a 2175 Å y con una extinción ultravioleta lejana muy fuerte en la Barra de formación estelar y una extinción ultravioleta bastante normal en el Ala, más tranquila. ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

Esto da 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 Gran Nube de Magallanes (GML) y la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) eran el resultado de las diferentes metalicidades de las tres galaxias: la metalicidad de la GML es aproximadamente el 40% de la de la Vía Láctea , mientras que la de la SMC es aproximadamente el 10%. El hallazgo de curvas de extinción tanto en la GML 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 GML ^{[ 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 podrían 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 experimentando intensos episodios de formación estelar) que muestran que su polvo carece del pico de 2175 Å. ^{[ 37 ] [ 38 ]}

La extinción atmosférica confiere al sol naciente o poniente un tono anaranjado, que varía según la ubicación y la altitud . Los observatorios astronómicos suelen caracterizar con gran precisión la curva de extinción local, lo que permite corregir las observaciones. Sin embargo, la atmósfera es completamente opaca a muchas longitudes de onda, por lo que se 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 se conoce a menudo como absorción telúrica , ya que es causada por la Tierra ( telúrico 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 el infrarrojo .

La cantidad de dicha extinción es mínima en el cenit del observador y máxima cerca del horizonte . Una estrella dada, preferiblemente en oposición solar, alcanza su mayor altitud celeste y el momento óptimo para la observación cuando se encuentra cerca del meridiano local alrededor de la medianoche solar y si 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 en función de 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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