"

11 Medzvezdna ekstinkcija

Jure Japelj and Andreja Gomboc

Čeprav je povprečna gostota vesolja zelo nizka, prostor med zvezdami ni povsem prazen. V njem so plini (v obliki ionov, atomov ali molekul) in prašni delci, navadno velikosti 0,1-1 ~\mu m. Bolj splošno tej snovi rečemo medzvezdna snov. Te je največ v območju aktivnega nastajanja zvezd v ravnini Galaksije. Čim dlje od nje gremo, manj je medzvezdne snovi.

Plin in prah pri svetlobi, ki potuje skozi njiju, pustita odtis. Plin absorbira ozka območja valovne dolžine svetlobe, ki ustrezajo prehodu med stanji elektronov v kemijskih elementih v plinu — v spektru svetlobe vidimo ozke absorpcijske črte. Z detekcijo teh črt — z metodo spektroskopije — lahko proučujemo sestavo medzvezdnega plina.

Tukaj pa nas bo bolj zanimal prah, ki vpliva na celotno vidno območje spektra svetlobe.

Svetloba se na delcih prahu siplje in absorbira. Podrobnosti posameznega procesa so odvisne od velikosti in tipa delcev prahu, njihove številske gostote in velikosti prašnega oblaka.

Oblak prahu, ki je med nami in nebesnim telesom, le-tega deloma zakriva. Naj bosta izsevana in izmerjena gostota svetlobnega toka z zvezde j_{\rm izsevana,\lambda} in j_{\rm izmerjena,\lambda}. V tem primeru velja:

(1)   \begin{equation*} j_{\rm izmerjena,\lambda} = j_{\rm izsevana,\lambda}10^{-0.4A_{\lambda}} \end{equation*}

Pri tem je A_{\lambda} ekstinkcija v magnitudah. Opazili boste, da smo v tem zapisu upoštevali, da so lahko vse količine odvisne od valovne dolžine. Sipanje in absorpcija sta pri različni valovni dolžini različno učinkovita, pri čemer na podrobnosti vplivajo lastnosti prahu. Pri značilni velikosti prašnih zrnc prevladuje Rayleighevo sipanje (glej poglavje Pot svetlobe skozi ozračje), za katero velja, da se svetloba krajše valovne dolžine siplje bolj od svetlobe daljše valovne dolžine (slika 11.1).

 

 

Slika 11.1: Ponazoritev sipanja svetlobe v oblaku prašnih delcev. Za vidno svetlobo v splošnem velja, da se modra svetloba siplje bolj od rdeče. Avtor slike teleskopa je ESA/ATG medialab, avtor celotne slike pa Jure Japelj.

Področja nastajanja zvezd so običajno vpeta v goste oblake plina in prahu, zato večine zvezd v takem območju ne vidimo v vidni svetlobi. A ker se svetloba daljše valovne dolžine na prahu siplje manj, je prašna območja smiselno pogledati v infrardeči svetlobi. Večina infrardeče svetlobe namreč potuje skozi oblake, posledično se zastor nenadoma odpre in dobimo vpogled v zvezdno porodnišnico (slika 10.2). Infrardeči svetlobi se lahko med drugim zahvalimo, da lahko opazujemo zvezde, ki se gibljejo v neposredni okolici črne luknje Sgr A^{*} v središču Galaksije. Ta je namreč obdana z oblakom plina in prahu, ki ne prepušča vidne svetlobe.

 

Slika 10.2: Meglica Laguna v vidni (levo) in infrardeči svetlobi (desno). Avtor: NASA/ESA/STScI

 

 

Velikostni redi ekstinkcije

Tipične vrednosti ekstinkcije so:

  • A_{\rm V} = 0,2 mag, če je med nami in zvezdo samo medzvezdna snov in zvezda ni zelo daleč,
  • A_{\rm V} = 0.5 - 5 mag je vrednost ekstinkcije proti zvezdam znotraj meglice Laguna,
  • A_{\rm V} > 15 mag je običajna vrednost ekstinkcije proti središču Galaksije.

Izračunajte, kolikšen delež vidne svetlobe zvezde se absorbira v vsakem od teh treh primerov?

 

Ker je ekstinkcija odvisna od valovne dolžine, jo lahko uporabimo kot orodje za merjenje lastnosti medzvezdne snovi. Gostejši oblaki svetlobo sipljejo drugače od razpršenih oblakov. Prav tako veliko vlogo igrata velikost delcev prahu in njihova kemijska sestava. Ekstinkcijo merimo s pomočjo vročih zvezd. Spektre vročih zvezd zelo dobro poznamo, tako da iz vsakega odstopanja od pričakovanega spektra lahko neposredno izmerimo ekstinkcijo pri različni valovni dolžini. Na ta način lahko izvemo, koliko prahu je v različnih smereh neba. To informacijo potrebujemo, če želimo izmeriti pravi izsev zvezd in drugih teles.

V zadnjih letih so z velikimi pregledi neba ustvarili karte ekstinkcije v Galaksiji (slika 11.3). V splošnem jih delimo na dvo- in trodimenzionalne. Pri 2D poznamo le ekstinkcijo v različnih smereh neba, 3D nam povedo tudi, kako se ekstinkcija v vsaki smeri neba spreminja z razdaljo.

 

 

Slika 11.3: Zgoraj: Naša Galaksija, kartirana s satelitom Gaia. Galaksija v vidni svetlobi. Opazimo lahko temnejše zaplate, kjer oblaki medzvezdnega prahu zakrivajo zvezde v ozadju. Avtorji slike: Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC); A. Moitinho / A. F. Silva / M. Barros / C. Barata, University of Lisbon, Portugal; H. Savietto, Fork Research, Portugal. Spodaj: Zemljevid prahu v Galaksiji. Večina prahu se nahaja v galaktični ravnini. Avtorji slike: ESA/Gaia/DPAC/CU6, N. Leclerc, P. Sartoretti and the CU6 team

 

Dvodimenzionalna karta ekstinkcije je na voljo na spletni strani NED. Pri uporabi karte pazite, da izberete epoho J2000. Stran vam bo ponudila ekstinkcijo dveh kart, pri čemer je bolje uporabiti rezultate študije Schlafly et al. Trodimenzionalno karto najlaže uporabite z lastnim programom, napisanim v Pythonu, pri čemer uvozite modul Dustmaps (glej navodila).

 

Ekstinkcija in kefeide

Za klasične kefeide velja povezava med njihovim absolutnim sijem M_{\rm V} in periodo P spreminjanja sija:

(2)   \begin{equation*} M_{\rm V} = -2.43(\log_{10} P - 1) - 4.05 \end{equation*}

Pri tem P podamo v dnevih. Prototip kefeide je zvezda Delta Kefeja A, katere povprečni navidezni sij je enak m_{\rm V} = 4,07 mag. Zvezdi se sij spreminja s periodo 5,366 dni.

1. Izračunajte razdaljo do zvezde.

2. Kakšna je razdalja do zvezde, če upoštevamo, da ekstinkcija do zvezde znaša \Delta A_{\rm V} = 0.23 mag?

 

Slika 11.4: Primer periodičnega spreminjanja sija zvezde BX Sco. Posneto s teleskopom GoChile-GoT1.

 

License

Icon for the Creative Commons Attribution-ShareAlike 4.0 International License

Uvod v astronomska opazovanja za dijake in dijakinje Copyright © 2025 by University of Nova Gorica Press is licensed under a Creative Commons Attribution-ShareAlike 4.0 International License, except where otherwise noted.

Share This Book