# Itzaltze (astronomia)

Itzaltze edo iraungitzea astronomian, objektu astronomikoek igorritako erradiazio elektromagnetikoaren xurgapena eta sakabanaketa deskribatzeko erabiltzen den terminoa da. Fenomeno horiek objektu igorlearen eta behatzailearen artean materia dagoelako gertatzen dira, batez ere, gasa eta hautsa. Izarrarte itzaltzearen kontzeptua, oro har, Robert Julius Trumplerri egozten zaio, nahiz eta haren ondorioak Friedrich Georg Wilhelm von Struve-k identifikatu zituen lehen aldiz 1847an. Lurreko behatzaileen kasuan, itzaltzearen ondorioak izarrarteko ingurunetik zein lurreko atmosferatik datoz. Halaber, behatutako objektuaren inguruan, hautsak itzaltzea eragin dezake (adibidez, izarren inguruko gorotze-diskoetan). Zenbait uhin-luzeratan (adibidez, X izpiak, ultramorea eta infragorria) itzaltze atmosferiko nabarmena gertatzen bada, espazio-behatokiak erabili behar dira. Ikusten diren uhin-luzeretan argi urdina argi gorria baino intentsitate handiagoz arintzen denez, objektuak uste baino gorriago ikusten dira, eta, beraz, izar-itzaltzeari «izarren arteko gorritzea» esaten zaio askotan.

## Ezaugarri orokorrak

Oro har esanda, izarrarteko itzaltze hori aldatu egiten da uhin-luzeraren arabera, eta, hala, zenbat eta txikiagoa izan, orduan eta handiagoa izango da itzaltzea. Joera orokor horren osagarri dira xurgapenaren ezaugarriak. Hainbat jatorri dituzte, eta xurgapena eragiten duen hautsaren osaerari buruzko aztarnak eman ditzakete. Ezagutzen diren xurgatze-ezaugarrien artean daude: 2175 Å protuberantzia, izarrarteko banda lausoak, 3.1 μm-ko izotz-xurgapenak eta 10 eta 18 μm-ko silikato-xurgapenak.
Normalean, Johnson-Cousin-en sistema fotometrikoaren V bandako izarren arteko itzaltze-tasak 0,7tik 1,0ra parsec-eko magnitude balioak hartzen ditu eguzki-auzo bakoitzeko.
Espektro elektromagnetikoaren eremu ultramoreko Esne Bideko itzaltze-kurbaren forma orokorrak nahiko ongi bereizten du R(V) parametroa. baina karakterizazio-parametro horren desbiderapenak ere ezagutzen dira R(V) parametroa honela idatz daiteke:
    $R(V)={\frac {A(V)}{E(B-V)}}$
non $A(V)$ itzaltze osoa banda ikusgarrian eta $E(B-V)=A(B)-A(V)$ uhin urdinetako luzeretako itzaltzearen eta ikusten den bandaren arteko diferentzia den..Jakina da R(V) korrelazionatuta dagoela itzaltzea eragiten duten hauts-ale batez besteko tamainarekin. Gure galaxiako neurketetatik abiatuta, R(V)ren balio tipikoa 3,1 da.
Itzaltze totalaren $A(V)$ eta hidrogeno atomoen kopuruaren arteko erlaziotik abiatuta, 1 cm²-ko zutabe batean, $N_{\mathrm {H} }$, izarrarteko inguruneko gasa eta hautsa nola erlazionatzen diren lor daiteke. Erlazioa zehaztu ahal izan da
    ${\frac {N_{\mathrm {H} }}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{átomos}}~{\mbox{cm}}^{-2}~{\mbox{mag}}^{-1}$
Esne Bidean gorritutako izarren eta X izpien halo sakabanatzaileen espektroskopia ultramorea erabiliz.
Itzaltzearen hiru dimentsioko banaketa zehaztu da: Eguzkiaren orbitan Esne Bidean izar-behaketak infragorri hurbilean eta eredu galaktiko bat erabiliz. Itzaltzea eragiten duen hautsa Esne Bidearen beso espiraletan zehar dagoela ikusi da, beste galaxia espiral batzuetan ikusten den bezala.

## Itzaltzea objektu baterantz neurtzea

Izar baten itzaltze-kurba neurtzeko, izarraren espektroa antzeko izar baten espektro behatuarekin konparatzen da; zeina ez dela itzalketaz eragina jakina den (hau da, ez dagoela gorrituta) Alderaketarako, behatutako espektro baten ordez, espektro teorikoa ere erabil daiteke, baina ez da hain ohikoa. Igorpen-nebulosa baten kasuan, ohikoa da nebulosako gasaren tenperaturak eta dentsitateak eragiten ez dieten bi emisio-lerroren arrazoia neurtzea. Adibidez, H-alfa eta H-beta lineen emisioaren zatidura 2,85 inguruan dago beti, nebulosetan nagusi diren kondizio-tarte baten azpian. 2,85 ez den zatidura bat, beraz, itzaltzeak sortu behar du, eta hortik abiatuta kalkula daiteke.

## 2175 Å inguruko ezaugarria.

Esne Bideko objektu askoren desagertze-kurben ezaugarri nabarmena 2175 Å inguruan zentratuta dagoen "protuberantzia" zabala da espektroaren ultramorearen aldean. Ezaugarri hori 1960ko hamarkadan ikusi zen lehen aldiz, baina bere jatorria, oraindik, ez da ondo ulertzen. Protuberantzia hori azaltzeko, eredu asko proposatu dira, hidrokarburo aromatiko polizikliko molekula nahasketa batekin grafito aleak barne. Planetaren arteko hauts partikulen barneko aleak aztertzen duten ikerketek ezaugarri hori ikusi dute, eta eramailea aleetan dauden karbono organiko eta silikato amorfo gisa identifikatu dute.

## Beste galaxietako itzaltze-kurbak

Itzaltze estandarreko kurbaren forma izarrarteko ingurunearen konposizioaren araberakoa da, zeina galaxia bakoitzean aldatzen baita. Talde lokalean, Esne Bidea, Magallaesen Hodei Txikia eta Magallaesen Hodei Handia dira gehien zehaztu diren itzaltze-kurbak. Hodei Handian, nabarmen aldatzen dira ultramoreko itzaltzearen ezaugarriak, 2175 Åko protuberantzia ahul batekin eta itzaltze handiagoa urruneko ultramorean; izar-eraketako agerraldiak dituen eskualdean (30 Doradus inguru), hodeiko beste edozein tokitan eta Esne Bidean ikusten dena baino handiagoa da. Hodei Txikian, muturreko aldaketa nabari da, protuberantziarik gabe 2175 Å-n, eta, urruneko ultramorean, itzaltze handia dago izarren erdigunean. Eremu horretatik urrunen dauden eskualdeetan ere, ohiko desagertzea ikus daiteke. Horrek, hala, izarrarteko ingurunearen konposizioaren aztarnak ematen ditu zenbait galaxiatan. Lehen, Esne Bideko eta Magallaesen Hodei Txiki eta Handiko itzaltze-kurbak hiru galaxietako metaltasunaren ondorio zirela uste zen. Hodei Handiaren metaltasuna Esne Bidearen metaltasunaren % 40 inguru da; Hodei Txikian, berriz, % 10 ingurukoa. Magallaesen Hodeien itzaltze-kurbak Esne Bidekoaren eta Hodei Txikiaren izar-eraketako eskualdean antzekoak direla aurkitu izana interpretazio berri bat sortu du. Hodeietan eta gure galaxian ikusten diren kurben aldakuntzak inguruko izar-eraketak hautsaren prozesamenduaren ondoriozkoak izan daitezke. Interpretazio hau 2175 Å-tan hautsak protagonismorik ez duen izar-leherketa galaxietan egindako lanek onartzen dute.

## Itzaltze atmosferikoa

Atmosferaren itzaltzea behaketaren kokapenaren eta altitudearen araberakoa da. Behatoki astronomikoek, oro har, oso zehatz ezaugarritzen dituzte tokiko itzaltzea. Horri esker, behaketak zuzenu daitezke. Hala ere, atmosfera guztiz opakoa da uhin luzera askori, eta, behaketak egiteko, satelite artifizialak erabiltzea eskatzen du.
Desagertze atmosferikoak hiru osagai nagusi ditu: Rayleigh-en sakabanaketa aire-molekulen ondorioz, aerosoletako partikulen bidezko sakabanaketa eta xurgapen molekularra. Azken horri "xurgapen telurikoa" esaten zaio sarritan Lurrak eragiten duelako. Xurgapen telurikoaren iturri garrantzitsuenak oxigeno molekularra, ozonoa eta ura dira. Ozonoak biziki xurgatzen du ultramore hurbilean eta azkena infragorrian.
Atmosferaren desagerpenaren balioa zeruan dagoen objektuaren altueraren araberakoa da, zenitean baxuagoa eta horizontetik gertu altuagoa izanik. Behaketan zehar kalkulatutako aire-masa batez besteko atmosferaren desagerpen-kurba tipikoa biderkatuz kalkulatzen da.

## Erreferentziak

* ↑ Trumpler, R. J. (1930). «Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters». Lick Observatory Bulletin 14, No. 420, 154-188.
* ↑ Struve, F. G. W. (1847), St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211
* ↑ Cardelli, Jason A.; Clayton, Geoffrey C. y Mathis, John S.. (1989). «The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction» Astrophysical Journal 345: 245–256. doi:10.1086/167900..
* ↑ Valencic, Lynne A.; Clayton, Geoffrey C. y Gordon, Karl D.. (2004). «Ultraviolet Extinction Properties in the Milky Way» Astrophysical Journal 616: 912–924. doi:10.1086/424922..
* ↑ Mathis, John S.; Cardelli, Jason A.. (1992). «Deviations of interstellar extinctions from the mean R-dependent extinction law» Astrophysical Journal 398: 610–620. doi:10.1086/171886..
* ↑ Schultz, G. V.; Wiemer, W.. (1975). «Interstellar reddening and IR-excess of O and B stars» Astronomy and Astrophysics 43: 133–139..
* ↑ Bohlin, Ralph C.; Savage, Blair D. y Drake, J. F.. (1978). «A survey of interstellar H I from L-alpha absorption measurements. II» Astrophysical Journal 224: 132–142. doi:10.1086/156357..
* ↑ Diplas, Athanassios; Savage, Blair D.. (1994). «An IUE survey of interstellar H I LY alpha absorption. 2: Interpretations» Astrophysical Journal 427: 274–287. doi:10.1086/174139..
* ↑ Predehl, P.; Schmitt, J. H. M. M.. (1995). «X-raying the interstellar medium: ROSAT observations of dust scattering halos» Astronomy and Astrophysics 293: 889–905..
* ↑ Marshall, Douglas J.; Robin, A.C., Reylé, C., Schultheis, M. and Picaud, S.. (jul de 2006). «Modelling the Galactic interstellar extinction distribution in three dimensions» Astronomy and Astrophysics 453: 635-651. doi:10.1051/0004-6361:20053842..
* ↑ Robin, Annie C.; Reylé, C. and Derrière, S. and Picaud, S.. (2003). «A synthetic view on structure and evolution of the Milky Way}» Astronomy and Astrophysics 409: 523-540. doi:10.1051/0004-6361:20031117..
* ↑ Cardelli, Jason A.; Sembach, Kenneth R. y John S. Mathis. (1992). «The quantitative assessment of UV extinction derived from IUE data of giants and supergiants» Astronomical Journal 104 (5): 1916–1929. doi:10.1086/116367. ISSN 0004-6256.
* ↑ Stecher, Theodore P.. (1965). «Interstellar Extinction in the Ultraviolet» Astrophysical Journal 142: 1683. doi:10.1086/148462..
* ↑ Stecher, Theodore P.. (1969). «Interstellar Extinction in the Ultraviolet. II» Astrophysical Journal 157: L125. doi:10.1086/180400..
* ↑ Bradley, John; et al.. (2005). «An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles» Science 307: 244–247. doi:10.1126/science.1106717. PMID 15653501..
* 1 2 Gordon, Karl D.; Clayton, Geoffrey C.; Misselt, Karl A.; Landolt, Arlo U. y Wolff, Michael J.. (2003). «A Quantitative Comparison of the Small Magellanic Cloud, Large Magellanic Cloud, and Milky Way Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curves» Astrophysical Journal 594: 279–293. doi:10.1086/376774..
* ↑ Fitzpatrick, Edward L.. (1986). «An average interstellar extinction curve for the Large Magellanic Cloud» Astronomical Journal 92: 1068–1073. doi:10.1086/114237..
* ↑ Misselt, Karl A.; Clayton, Geoffrey C. y Gordon, Karl D.. (1999). «A Reanalysis of the Ultraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud» Astrophysical Journal 515: 128–139. doi:10.1086/307010..
* ↑ Lequeux, J.; Maurice, E.; Prevot-Burnichon, M. L.; Prevot, L. y Rocca-Volmerange, B. }. (1982). «SK 143 - an SMC star with a galactic-type ultraviolet interstellar extinction» Astronomy and Astrophysics 113: L15–L17..
* ↑ Prevot, M. L.; Lequeux, J.; Prevot, L. y Maurice, E. y Rocca-Volmerange, B.. (1984). «The typical interstellar extinction in the Small Magellanic Cloud» Astronomy and Astrophysics 132: 389–392..
* ↑ Gordon, Karl D.; Clayton, Geoffrey C.. (1998). «Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud» Astrophysical Journal 500: 816. doi:10.1086/305774..
* ↑ Clayton, Geoffrey C.; Gordon, Karl D. y Wolff, Michael J.. (2000). «Magellanic Cloud-Type Interstellar Dust along Low-Density Sight Lines in the Galaxy» Astrophysical Journal Supplements Series 129: 147–157. doi:10.1086/313419..
* ↑ Valencic, Lynne A.; Clayton, Geoffrey C.; Gordon, Karl D. y Smith, Tracy L.. (2003). «Small Magellanic Cloud-Type Interstellar Dust in the Milky Way» Astrophysical Journal 598: 369–374. doi:10.1086/313419..
* ↑ Calzetti, Daniela; Kinney, Anne L. y Storchi-Bergmann, Thaisa. (1994). «Dust extinction of the stellar continua in starburst galaxies: The ultraviolet and optical extinction law» Astrophysical Journal 429: 582–601. doi:10.1086/174346..
* ↑ Gordon, Karl D.; Calzetti, Daniela y Witt, Adolf N.. (1997). «Dust in Starburst Galaxies» Astrophysical Journal 487: 625. doi:10.1086/304654..

## Bibliografia

* Binney, J. eta Merrifield, M., 1998, Galactic Astronomy, Princeton University Press
* Howarth ID (1983), LMC and galactic extinction, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 203, 1983ko apirila, or. 301-304.
* King DL (1985), Atmospheric Extinction at the Roque de los Muchachos Observatory, La Palma, RGO/La Palma 31 ohar teknikoa
* Rouleau F., Henning T., Stognienko R. (1997), Constraints on the properties of the 2175Å interstellar feature carrier, Astronomy and Astrophysics, v.322, p.633-645

## Kanpo estekak

* Izarrenarteko hautsa, Astro-Cosmo.cl-en.
* Datuak: Q943247