Extinción (astronomía)

[miniatura|Exemplo extremo de extinción de luz visible producida por unha [nebulosa escura.]]
En astronomía, a **extinción** refírese á absorción ou espallamento da radiación electromagnética polo po e o gas entre un obxecto emisor e o observador. A extinción interestelar foi documentada por primeira vez en 1930 por Robert Julius Trumpler. Porén, os seus efectos xa foran notados en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve e os seus efectos na cor das estrelas xa fora observado por diferentes persoas que non o relacionaron coa presenza xeral de po galáctico. Para estrelas cerca do plano da Vía Láctea e a uns poucos miles de parsecs da Terra, a extinción no visible é dunhas 1,8 magnitudes por kiloparsec.

Para observadores con base na Terra, a extinción dase tanto polo medio interestelar como pola atmosfera terrestre. Pode ter lugar tamén debido a po circunstelar arredor do obxecto observado. A intensa extinción producida pola atmosfera terrestre nalgunhas rexións do espectro electromagnético (como nos raios X ou no infravermello) pode solucionarse usando observatorios espaciais. Dado que a luz azul atenúase de maneira máis forte que a luz vermella, a extinción causa que os obxectos aparezan máis vermellos do que realmente son. A este fenómeno se lle chama **avermellamento interestelar**.

## Avermellamento interestelar 
O avermellamento interestelar é un fenómeno asociado á extinción interestelar no que o espectro de radiación dunha fonte astronómica cambia respecto do espectro orixinal. O avermellamento ten lugar debido ao espallamento da luz polo po e a materia presente no medio interestelar. O avermellamento interestelar é un fenómeno diferente ao desprazamento ao vermello, que é o desprazamento proporcional das frecuencias dos espectros sen distorsión. O avermellamento elimina sobre todo as lonxitudes de onda máis curtas, afectando menos ás máis longas e deixando as liñas espectroscópicas intactas.

Na maior parte dos sistemas fotométricos úsanse filtros para medir magnitudes que xa teñen en conta a latitude e a humidade, entre outros factores terrestres. O avermellamento interestelar leva ao "exceso de cor", definido como a diferenza entre o índice de color dun obxecto observado e a súa cor intrínseca (tamén denominado índice de cor normal). Este último é o valor teórico que tería se non estivese afectado pola extinción. No primeiro dos sistemas fotométricos, o sistema fotométrico UBV ideado nos anos 1950 e os sucesores máis próximos, o exceso de cor do obxecto, E_{B-V}, está relacionado coa cor B-V (azul calibrado menos visible calibrado) por

E_{B-V} = (B-V)_{\textrm{observed}} - (B-V)_{\textrm{intrinsic}}\,

Para unha estrela A0 da secuencia principal (as que teñen unha lonxitude de onda e calor medianos entre as da secuencia principal) os índices de cor están calibrados a 0 baseándose nunha lectura intrínseca da estrela.

## Características xerais 
O avermellamento interestelar ocorre debido a que o po interestelar absorbe e esparella as lonxitudes de onda azuis con máis intensidade que as roxas, facendo que as estrelas parezan máis vermellas do que son realmente. É un efecto parecido ao dos solpores vermellos na Terra causados polas partículas de po na atmosfera.

Falando en xeral, a extinción interestelar é máis forte a lonxitudes de onda curtas, observándose en xeral mediante técnicas espectroscópicas. A extinción produce un cambio na forma do especto observado e superposto á súa forma xeral poden observarse características de absorción (bandas de lonxitudes de onda onde a intensidade é reducida) que teñen unha variedade de orixes e poden dar pistas sobre a composición química do material interestelar, como por exemplo grans de po. Entre as características de absorción coñecidas están o pico de 2175 Angstrom (Å), as bandas difusas interestelares, o trazo do xeo de auga a 3,1 μm e os trazos a 10 e 18 μm dos silicatos.

Na veciñanza solar, a taxa de extinción interestelar no sistema fotométrico UBV promediada a unha lonxitude de onda de 540 nm estímase en entre 0,7 e 1,0 magnitude por kiloparsec (mag/kpc), calculado como unha media debida á aglomeración de po interestelar. En xeral, porén, isto significa que o brillo dunha estrela disminuirá nun factor de 2 na banda V vista nunha noite clara desde a Terra por cada kiloparsec que estea afastada de nós.

A cantidade de extinción pode ser significativamente maior en direccións específicas. Por exemplo, algunhas rexións do centro galáctico están escurecidas polo po do noso propio brazo espiral e do propio bulbo central da galaxia, producindo unha extinción de ata 30 magnitudes no rango óptico, o que significa que só nos chega un fotón óptico de cada 1012. Isto resulta na zona de evitamento, a zona onde a nosa visión do ceo extragaláctico é moi pobre e as galaxias de fondo, como Dwingeloo 1, so se descubriron recentemente a través de observacións mediante radioastronomía e observacións no infravermello.

A forma xeral da curva de extinción desde o noso punto de vista e para obxectos da nosa Vía Láctea entre o ultravioleta e o infravermello próximo (0,125 a 3,5 μm), graficando extinción en magnitudes contra lonxitudes de onda ou inversa da lonxitude de onda, está ben caracterizada polo parámetro de visibilidade relativa R(V), que é diferente ao longo de distintas liñas de visión, aínda que hai desviacións coñecidas a esta caracterización. Estender a lei de extinción ao rango do infravermello medio é difícil debido á falta de obxectivos adecuados e ás varias contribucións por parte das características de absorción.

O parámetro R(V) () compara extincións agregadas e particulares. Dito doutro xeito, é a extinción total, A(V), dividida pola extinción total selectiva (A(B)−A(V)) das dúas bandas (lonxitudes de onda). A(B) e A(V) son a *extinción total* no sistema fotométrico UBV. Outra medición usada na literatura é a *extinción absoluta*, A(λ)/A(V), á lonxitude de onda λ, comparando a extinción total a esa lonxitude de onda contra á da banda V.

Sábese que R(V) correlaciona co tamaño medio dos grans de po que producen a extinción. Para a Vía Láctea, o valor típico de R(V) é 3,1, pero varía de maneira considerable ao longo de diferentes liñas de visión. Como consecuencia, cando se calculan distancias cósmicas pode ser vantaxoso usar datos de estrelas no infravermello próximo, onde as variacións e cantidade de extinción son significativamente inferiores e onde se atoparon taxas similares para o parámetro R(Ks) (onde Ks é o filtro para ditas lonxitudes de onda): 0.49±0.02 e 0.528±0.015 respectivamente, obtido por grupos independentes. Estes dous valores modernos difiren significamente do valor historicamente referenciado de aproximadamente 0,7. mostran que a relación entre NH e A(V)é aproximadamente

:\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{átomos}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}

Os astrónomos determinaron a distribución tridimensional da extinción no "círculo solar" (a nosa rexión da galaxia) usando observacións estelares no visible e no infravermello próximo e un modelo da distribución de estrelas. O po causante da extinción reside principalmente nos brazos espirais da galaxia, tal como se observa noutras galaxias espirais.

## Medición da extinción cara un obxecto 
Para medir a curva de extinción para unha estrela compárase o espectro da estrela co doutra estrela similar que se saiba que non está afectada pola extinción (non estea avermellada). Tamén é posible usar o espectro teórico en lugar do espectro observado para facer a comparación, aínda que isto é menos habitual. No caso das nebulosas de emisión, o típico é observar a proporción entre dúas liñas de emisión que non deberían estar sendo afectadas pola temperatura e densidade da nebulosa. Por exemplo, a proporción de hidróxeno alfa a hidróxeno beta está sempre preto de 2,85 baixo un amplo rango das condicións típicas que se atopan nunha nebulosa. Unha proporción diferente de 2,85 indicaría por tanto que a luz está afectada pola extinción e a partir dese dato poderíase calcular a cantidade de extinción.

## A característica de 2175 angstrom 
Unha característica notable na curva de extinción medida para moitos obxectos da Vía Láctea é un salto abrupto arredor dos 2175 Å de lonxitude de onda, na rexión ultravioleta do espectro electromagnético. Esta característica observouse por primeira vez nos anos 1960, pero a súa orixe non se comprende ben. Existen varios modelos para explicalo, incluíndo grans de grafito cunha mistura de moléculas de hidrocarburos policíclicos aromáticos. As investigacións sobre grans interestelares embebidos en partículas de po interplanetario tamén observaron esta característica, identificando a súa orixe como o carbono orgánico e o silicio amorfo presentes nos grans.

## Curvas de extinción noutras galaxias 
[miniatura|Gráfica mostrando as curvas de extinción media para a Vía Láctea, LMC2, LMC e a barra da SMC. Na SMC atópanse variacións máis extremas no pico a 2175 Å e unha forte extinción no ultravioleta extremo na zona de formación estelar, na barra da galaxia, e unha extinción normal no ultravioleta na parte máis tranquila, os bordos.

Isto proporciona indicios sobre a composición do medio interestelar en varias galaxias. Antes pensábase que as diferentes curvas de extinción para a Vía Láctea, a LMC e a SMC eran o resultado da distinta [metalicidade das tres galaxias: a metalicidade da LMC é de arredor un 40% da da Vía Láctea, mentres que a da SMC é de arredor dun 10%. O descubrimento de curvas de extinción similares á da Vía Láctea tanto na LMC como na SMC e de curvas de extinción na Vía Láctea similares ás da supercapa da LMC2 e na barra da SMC deu lugar a unha interpretación distinta. As variacións nas curvas que se detectan nas LMC e SMC e na Vía Láctea poden estar causadas polos cambios nos grans de po debido a zonas de formación estelar próximas. Esta interpretación está apoiada polo traballo nas galaxias con brotes estelares (que sufren de episodios intensos de formación estelar) nos que se detecta unha falta do pico de 2175 Å.

## Extinción atmosférica 
A extinción atmosférica é a causante dos tons alaranxados do Sol durante o orto e o ocaso e varía coa localización e a altura. Os observatorios astronómicos soen ser capaces de caracterizar a curva de extinción local con gran precisión, facendo posible corrixir este efecto nas súas observacións. Porén a atmosfera é totalmente opaca a moitas lonxitudes de onda, facendo necesario o uso de observatorios espaciais para facer certas observacións.

Esta extinción ten tres compoñentes: a dispersión Rayleigh por parte das moléculas do aire, a dispersión por partículas en suspensión e a absorción molecular. Esta última denomínase ás veces *dispersión telúrica* ao ser causada pola Terra. As fontes máis importantes de absorción telúrica son o osíxeno molecular e o ozono, que absorben con gran intensidade na banda ultravioleta, e o auga, que absorbe no infravermello.

A cantidade de extinción atmosférica é menor no cénit e maior cara o horizonte. Para unha estrela dada, preferiblemente en oposición, o momento óptimo para a súa observación é cando chega á súa altitude celeste máxima, cando a estrela está próxima ao meridiano local arredor da medianoite solar e sempre que a estrela teña unha declinación favorable (ou sexa, parecida á latitude do observador). A extinción pode aproximarse multiplicando a curva de extinción atmosférica estándar (graficada contra cada lonxitude de onda) pola masa de aire media calculada ó longo da duración da observación. Unha atmosfera seca reduce a extinción no infravermello significativamente.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
*Secuencia principal