eriyor. Önceki LMC, SMC ve Samanyolu’ndaki farklı ortalama sönme eğrilerinin, üç galaksideki farklı metal yapısının (metallicities) sonucu olduğu düşünülmekteydi: LMC’nin metalisitesi Samanyolu’ndakinin yaklaşık % 40 kadar iken, SMC’deki de yaklaşık % 10 civarındadır. Samanyolu’nda bulunanlara benzer hem LMC hem de SMC de sönme eğrilerinin bulunması ve ayrıca SMC Bar’ı ile LMC2 supershell’inde bulunanlara çok benzer gibi görünen Samanyolu’nda sönme eğrilerinin bulunması konuya yeni bir yorum getirmiştir. Samanyolu ve Macellan Bulutlarında görülen eğrilerdeki varyasyonlar buna karşılık yıldız oluşumu yanında bulunan toz zerreciklerinin sonucunda oluşurlar. Bu yorum (yoğun yıldız oluşumu dilimlerine maruz kalan) yıldız yağmuru galaksilerinde yapılan çalışmalarla desteklenmektedir. Ki burada toz bulutları 2175 Å yumrusu içermemektedir.

Atmosferik sönme konumu ve rakıma göre değişir. Astronomik gözlemevleri, etkili ve doğru gözlemleri mümkün kılmak için genelde çok doğru bir şekilde yerel sönme eğrisini karakterize edebiliyorlar. Bununla birlikte, atmosfer; gözlemleri yapmak için uyduların kullanılmasını gerektiren birçok dalga boylarına tamamıyla açık değildir.

Atmosferik söndürmenin üç ana bileşeni vardır: hava molekülleri tarafından Rayleigh saçılması, aerosoller tarafından saçılma ve moleküler emilimi. Moleküler emme, buna Dünya’ya neden olduğu dolayı ("tellürik" "karasal" ile eş anlamlıdır).genellikle 'tellürik emme' olarak adlandırılır. Tellürik emmenin en önemli kaynakları yakın ultraviyole, su kızıl ötesinde güçlü bir şekilde emilen moleküler oksijen ve ozon’durlar.

Atmosferik tükenme miktarı, bir nesnenin yüksekliğine, ufka maksimum yakınlığına ve zirvede en düşük pozisyonda olma durumuna bağlıdır. Bu miktar, gözlem süresi boyunca hesaplanan ortalama hava kütlesi tarafından standart atmosferik söndürme eğrisi çarpılarak hesaplanır.

Astronomide yıldızlararası kırmızılaşma yıldızlararası sönme ile ilgili bir fenomen olup bu yıldızlararası sönmede bir radyasyon kaynağından ileri gelen elektromanyetik radyasyon, özellikle objenin yaydığı radyasyondan kaynaklanan karakteristikleri değiştiriyor. Kırmızılaşma yıldızlararası ortamdaki toz ve diğer maddelerin açığına vuran ışık saçılması nedeniyle oluşur. Yıldızlararası kırmızılaşma kırmızıya kaymadan kaynaklanan farklı bir fenomendir. Kırmızıya kayma, bozulma olmadan spektrumların orantılı frekans kaymalarıdır. Kırmızılaşma, özellikle değişmeden spektroskopik çizgiler bırakarak (daha kırmızı olan optikal ışıkta) daha uzun dalga boyu fotonları geride bırakarak, bir yayılan spektrumdan gelen kısa dalga boylu fotonları hareket ettirir. 
Herhangi fotometrik sistemde yıldızlararası kırmızılaşma renk fazlalığı ile tarif edilebilir. Bu durum bir nesnenin gözlenen renk indeksi ve (bazen normal renk indeksi olarak ifade edilir) kendi içsel renk indeksi arasındaki fark olarak tanımlanır. Bir nesnenin iç renk endeksi, sönmeden etkilenmemesi durumunda ortaya çıkacak olan teorik renk endeksi olur. UBV fotometrik sisteminde renk artışı , formula_2 B-V renk (colour) ile ilgilidir. Ki bu da,

"https://en.wikipedia.org/wiki/Extinction_(astronomy)" sayfasından türkçeye çevrilmiştir.




John Kennedy O'Connor

John Kennedy O'Connor (d. 1964), Amerika Birleşik Devletleri merkezli İngiliz yazar, eğlence sektörü kişisi ve siyasi yorumcu.





Beyoncé videografisi

ABD'li şarkıcı Beyoncé pek çok video klipte ve birkaç filmde rol aldı. Videografisinde yetmiş bir video klip, dokuz video albüm ve yedi film rolü bulunmaktadır.





Radyo galaksisi

Radyo galaksisi ve yakınları, radyo yüksek sesle kuazarlar ve blazarlar, aktif galaksi türleridirlerdir ki, bunlar 10 MHz ile 100 GHz ve 10 W arasında aydınlanma veren radyo dalgalarıdır. Radyo emisyonu sinkrotron işleminden kaynaklanmaktadır. Radyo emisyonunda gözlemlenen yapı relativistik ışımanın etkilerince modifiye edilmiş ikiz jetler ile dış ortam arasındaki etkileşim ile belirlenir. Ev sahibi galaksiler neredeyse sadece büyük eliptik galaksilerdirler. Radyo yüksek aktif galaksiler ilginçliği sadece kendileri açısından olmayıp, uzun mesafelerden tespit edilebildiklerinden dolayı ayrıca da gözlemsel kozmoloji açısından bir değer teşkil etmektedirler. Son zamanlarda, özellikle galaksi grupları ve kümelerindeki galaksilerarası ortamda bulunan bu cisimlerin etkileri üzerine oldukça fazla çalışmalar yapılmaktadır.

Radyo yüksek aktif galaksilerden gelen radyo emisyonu, oldukça yumuşak, geniş bant doğası ve güçlü polarizasyondan sonuca varıldığından dolayı sinkrotron emisyonudur. Bu, radyo-yayan plazma içerdiğini, en azından, rölativistik hızlı (Lorentz ~ 104 faktörler) ve manyetik alanlı elektronlar anlamına gelir. Plazmanın nötr olması gerektiğinden, ya protonları veya pozitronları içermelidir. Sinkrotron ışınımı gözlemlerinden doğrudan gelen parçacık içeriğini saptayacak herhangi bir yöntem bulunmamaktadır. Bununla beraber, gözlem kanalıyla manyetik alanlarda ve parçacıklarda enerji yoğunluğunu saptamaya yönelik hiçbir yöntem bulunmamaktadır: aynı sinkrotron yayınırlığı (emisivitesi), birkaç elektron ve güç alanı veya zayıf bir alan veya zayıf alan ve birçok alanlardan veyahut ikisi arasında bir şeyin sonucu olabilir. Emisivite verilmiş bölgenin sahibi olabileceği minimum enerji yoğunluğu olan minimum enerji koşulunu saptamak mümkündür, fakat yıllardır gerçek enerjilerin; minimum enerjilerin yanında herhangi bir yerde olduğuna inanmak için bir neden olmadığına inanılıyordu.

Sinkrotron ışınımına yönelik kardeş süreci; ambiyant fotonlarla etkileşim içinde bulunan relativistic elektronlarda ters-Compton sürecidir ve Thomson bunları yüksek enerjilere dönüşmektedir. Radyo yüksek ses kaynaklarından gelen ters-Compton emisyonunun özellikle X-ışınlarında önemli olduğu ortaya çıkıyor. Ters-Compton saçılımının belirlenmesi, kısmen manyetik alanlarda ve parçacıklarda bulunan enerji yoğunluklarının modele dayalı tahminine imkân sağlamaktadır. Bu durum, birçok güçlü kaynakların aslında minimum enerji ortamına gayet yakın olduğunu tartışmak için kullanılmaktadır.

Sinkrotron Radyasyonu radyo dalga boyları ile sınırlı değil: eğer radyo kaynağı parçacıkları yeterince yüksek enerjilere yükseltebilirse, radyo ile tespit edilen özellikler, kızılötesi, optik, ultraviyole ve hatta X-ray ile görülebilir. Fakat sonraki aşamada sorumlu elektronların; tipik manyetik alanlarında 1TeV’den fazla enerjilere sahip olması gerekir. Yine, kutuplaşma ve sürekli spektrum, diğer emisyon süreçlerinden kaynaklanan sinkrotron radyasyonunu ayırt etmek için kullanılır. Jetler ve sıcak noktalar yüksek frekanslı Sinkrotron emisyonun olağan kaynaklarıdır. Sinkrotronunun ve ters-Compton radyasyonu gözlemsel olarak ayırt etmek güçtür. Gözlemlemekte olduğumuz bazı cisimlerdeki süreçlerde, özellikle X-ray hususunda sürekli bir anlaşmazlık bulunmaktadır.

Ters-Compton radyasyonu ve sinkrotrona sebebiyet veren termal olmayan parçacıkları ve relativistik populasyonu üreten süreç veya süreçler topluca parçacık hızlandırma olarak bilinir. Fermi ivme (ekselerazyon) radyo-yüksek aktif galaksilerinde akla yatkın bir parçacık hızlandırma sürecidir.

Radyo galaksiler ve bir dereceye kadar radyo-yüksek sesli kuazarlar, radyo haritalarındaki yapıları geniş bir yelpazede görüntüler. En yaygın büyük ölçekli yapılar lob’lar olarak adlandırılır. Bunlar, aktif çekirdeğin her iki tarafına yerleştirilmiş genellikle oldukça simetrik, kabaca elipsoit çift (duble) yapılardır. Düşük parlaklık kaynaklarının belirgin azlığı, genellikle çok daha uzun tüyler (plumes’ler) olarak bilinen yapıları ortaya çıkarır. Bazı radyo galaksileri çekirdekten doğrudan gelen ve loba giden jetler olarak bilinen bir veya iki uzun dar yapıyı (en ünlü örneği Başak kümede bulunan dev galaksi M87’dir.) gösterir. 1970'lerden bu yana, en yaygın kabul gören model, en yakın aktif çekirdekten gelen yüksek enerji parçacıkları ve manyetik alanın ışınlarıyla güç verilen loblar ve plumes’lerdir. Jet terimi, daha ziyade hem temel akışı hem de gözlemlenen yapıyı belirtmek için kullanılır. Jetlerin; ışınların görünür tezahürü (emaresi) olduğuna inanılır.

1974’de radyo kaynakları Fanaroff ve Riley diye iki ayrı sınıfa bölündü ve şu anda da Fanaroff ve Riley Sınıfı 1(FRI) ve Sınıf 2 FR II) olarak bilinmektedirler. Ayırt edici özellik başlangıçta büyük ölçekli radyo sinyali morfolojisine göre yapıldı (tür radyo emisyonun en parlak noktaları arasındaki mesafe ile belirlenmişti): FRII kaynakları kenarlara doğru parlaklık yayarken FRI kaynakları merkeze doğru parlaklık yaymaktaydılar. Fanaroff ve Riley iki sınıflandırma arasında belirgin ve keskin bir bölünmenin olduğunu fark ettiler: FRI düşük parlaklık oranına sahipken, FRII’ler yüksek parlaklık oranına sahiptiler. Daha ayrıntılı radyo gözlemleri yardımıyla, morfoloji, radyo kaynağındaki enerji taşıma yöntemini yansıtmak için ortaya çıkıyor. FRII’ler, lobların sonunda parlak sıcak noktalar hariç ölgün jetlere sahipken FRI cisimleri tipik olarak merkezde parlak jetlere sahiptirler. FRI ışınları seyahat esnasında önemli miktarda enerjilerini salıverdiklerinden dolayı etkisizleşirken, FRII’lerin enerjiyi lobların sonuna kadar etkili bir şekilde taşıyabildikleri görülmektedir.
Daha ayrıntılı olarak, FRI/FRII bölünme; FRI/FRII geçişin daha büyük galaksilerde yüksek ışımada görünmesi bakımından, ev sahibi galaksi çevresine dayanmaktadır. FRI jetlerinin, radyo emisyonunun en parlak olduğu bölgelerde yavaşlamakta olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, görünen o ki, FRI/FRII geçiş; jetin/ışının galaksilerarası ortam ile etkileşim yoluyla alt relativistik hızlarda azalma olmaksızın ev sahibi galaksi boyunca yayılıp yayılmadığı yansıtmaktadır. Relativistik ışıma etkilerinin analizinden FRII kaynaklarının jetlerinin, lobların uçlarının dışında kaldığı (en azından ± 0,5 °C arasında hızlarla) bilinmektedir. Genellikle FRII kaynaklarında görülen sıcak noktalar oluşturduğu şokların görünür tezahürleri olarak yorumlanır. Hızlı ve ayrıca süpersonik özellikteki jet (ses hızı c/√ 3 geçemez) bu gücün sonunda aniden nihaye