Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Вымирание (значения) .

В астрономии , исчезновение является поглощение и рассеяние от электромагнитного излучения от пыли и газа между излучающим астрономическим объектом и наблюдателем . Межзвездное вымирание впервые было задокументировано Робертом Джулиусом Трамплером в 1930 году . [1] [2] Однако его эффекты были отмечены в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве , [3] и его влияние на цвета звезд.наблюдалась рядом людей, которые не связывали это с общим присутствием галактической пыли. Для звезд, которые лежат около плоскости Млечного Пути и находятся в пределах нескольких тысяч парсеков от Земли, поглощение в видимом диапазоне частот ( фотометрическая система ) составляет примерно 1,8  звездной величины на килопарсек. [4]

Для наблюдателей, находящихся на Земле , вымирание возникает как из-за межзвездной среды (ISM), так и из- за атмосферы Земли ; он также может возникать из-за околозвездной пыли вокруг наблюдаемого объекта. Сильное вымирание в атмосфере Земли некоторых диапазонов длин волн (таких как рентгеновское , ультрафиолетовое и инфракрасное ) преодолевается с помощью космических обсерваторий. Поскольку синий свет ослабляется гораздо сильнее, чем красный свет, при поглощении объекты выглядят более красными, чем ожидалось, - явление, называемое межзвездным покраснением. [5]

Межзвездное покраснение [ править ]

В астрономии , межзвездное покраснение представляет собой явление , связанное с межзвездным поглощением , где спектр от электромагнитного излучения от источника излучения изменяется от того , характеристик которого объект изначально испускаемыми . Покраснение происходит за счет светового рассеяния выключения пыли и других веществ в межзвездной среде . Межзвездное покраснение - это явление, отличное от красного смещения , которое представляет собой пропорциональный частотный сдвиг спектров без искажений. Покраснение предпочтительно удаляет более короткие волны фотоны из излучаемого спектра, оставляя после себя более длинноволновые фотоны (в оптическом - более красный свет ), оставляя спектроскопические линии неизменными.

В большинстве фотометрических систем используются фильтры (полосы пропускания), по которым показания величины света могут учитывать широту и влажность среди земных факторов. Межзвездное покраснение приравнивается к «избытку цвета», определяемому как разница между наблюдаемым показателем цвета объекта и его внутренним показателем цвета (иногда называемым его нормальным показателем цвета). Последнее - это теоретическая ценность, которую он имел бы, если бы не исчезновение. В первой системе, фотометрической системе UBV, разработанной в 1950-х годах, и ее наиболее близких последователях, избыток цвета объекта связан с цветом B − V объекта (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

Для звезды главной последовательности типа A0 (они имеют среднюю длину волны и тепло среди основной последовательности) показатели цвета откалиброваны на 0 на основе внутреннего показания такой звезды (± точно 0,02 в зависимости от того, какая спектральная точка, т. Е. Точная полоса пропускания в пределах сокращенное название цвета под вопросом, см. указатель цветов ). Затем путем вычитания сравниваются от двух до пяти измеренных полос пропускания по величине: U, B, V, I или R, во время которых вычисляется и вычитается избыток цвета от затухания. Название четырех субиндексов (R минус I и т. Д.) И порядок вычитания перекалиброванных величин - справа налево в этой последовательности.

Общие характеристики [ править ]

Межзвездное покраснение возникает из-за того, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает синие световые волны больше, чем красные световые волны, из-за чего звезды кажутся более красными, чем они есть на самом деле. Это похоже на эффект, наблюдаемый, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют возникновению красных закатов. [6]

Вообще говоря, межзвездное поглощение сильнее всего на коротких волнах, обычно наблюдаемых с помощью методов спектроскопии . Погасание приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются особенности поглощения (полосы длин волн, где интенсивность снижается), которые имеют различное происхождение и могут дать ключ к разгадке химического состава межзвездного материала, например, пылинки . Известные особенности поглощения включают выступ 2175  Å , диффузные межзвездные полосы , водяной лед размером 3,1  мкм и силикатные элементы размером 10 и 18 мкм .

В окрестностях Солнца скорость межзвездного поглощения в полосе V Джонсона-Казинса (визуальный фильтр), усредненная на длине волны 540 нм, обычно принимается равной 0,7–1,0 mag / kpc - просто среднее значение из-за комковатости межзвездного пространства. пыль. [7] [8] [9] В целом, однако, это означает, что яркость звезды будет уменьшаться примерно в 2 раза в V-диапазоне при просмотре с хорошей точки ночного неба на Земле на каждый килопарсек (3260 световых лет) дальше от нас.

Степень вымирания может быть значительно выше в определенных направлениях. Например, некоторые регионы Галактического центра наводнены явной промежуточной темной пылью из нашего спирального рукава (и, возможно, других), а сами они образуют выпуклость плотной материи, вызывая более 30 звездных величин поглощения в оптическом диапазоне, а это означает, что проходит менее 1 оптического фотона из 10 12 . [10] Это приводит к так называемой зоне избегания , где наш взгляд на внегалактическое небо сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Двингело 1 , были обнаружены только недавно посредством наблюдений в радио и инфракрасном диапазоне .

Общая форма кривой экстинкции от ультрафиолета до ближнего инфракрасного диапазона (от 0,125 до 3,5 мкм) (график поглощения по величине в зависимости от длины волны, часто инвертированной), если смотреть с нашей точки зрения на другие объекты в Млечном Пути , довольно хорошо охарактеризован этой позицией. только параметр относительной видимости (такого видимого света) R (V) (который различается на разных лучах зрения), [11] [12], но есть известные отклонения от этой характеристики. [13] Распространение закона ослабления на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих целей и различных факторов поглощения. [14]

R (V) сравнивает совокупные и частные вымирания. Это A (V) / E (B − V) . Другими словами, это полное поглощение, A (V), деленное на избирательное полное поглощение (A (B) -A (V)) этих двух длин волн (полос). A (B) и A (V) - полное ослабление в полосах фильтра B и V. Еще одна мера, используемая в литературе, - это абсолютное ослабление A (λ) / A (V) на длине волны λ, сравнивающее полное поглощение на этой длине волны с поглощением в полосе V.

Известно, что R (V) коррелирует со средним размером пылинок, вызывающих вымирание. Для нашей галактики, Млечного Пути, типичное значение R (V) составляет 3,1 [15], но обнаружено, что оно значительно различается на разных лучах зрения. [16] В результате, при вычислении космических расстояний может быть выгодно перейти к данным о звездах из ближнего инфракрасного диапазона (из которых фильтр или полоса пропускания Ks являются вполне стандартными), где вариации и величина поглощения значительно меньше, и аналогичные отношения R (Ks): [17] 0,49 ± 0,02 и 0,528 ± 0,015 были найдены, соответственно, независимыми группами. [16] [18] Эти два более современных открытия существенно отличаются по сравнению с обычно упоминаемым историческим значением ≈0,7. [11]

Связь между полным поглощением, A (V) (измеряется в величинах ), и плотностью столбца нейтральных атомов водорода , N H (обычно измеряется в см −2 ), показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. . Из исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и гало рассеяния рентгеновских лучей в Млечном Пути Предель и Шмитт [19] обнаружили, что связь между N H и A (V) приблизительно равна:

(см. также: [20] [21] [22] ).

Астрономы определили трехмерное распределение поглощения в «солнечном круге» (наш регион нашей галактики ), используя наблюдения звезд в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне, а также модель распределения звезд. [23] [24] Пыль, вызывающая вымирание, в основном лежит вдоль спиральных рукавов , как это наблюдается в других спиральных галактиках .

Измерение поглощения по направлению к объекту [ править ]

Для измерения кривой затухания для звезды , спектра звезды сравнивается с наблюдаемым спектром аналогичной звезды известно , не будут затронуты исчезновения (unreddened). [25] Также можно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого для сравнения, но это менее распространено. В случае эмиссионных туманностей обычно рассматривают соотношение двух эмиссионных линий, на которое не должны влиять температура и плотность в туманности. Например, отношение водорода альфа к водороду бетаЭмиссия всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих в туманностях. Следовательно, отношение, отличное от 2,85, должно быть связано с вымиранием, и, таким образом, можно рассчитать степень вымирания.

Особенность 2175 ангстрем [ править ]

Одной из характерных черт измеренных кривых поглощения многих объектов в пределах Млечного Пути является широкий «выступ» около 2175 Å , расположенный далеко в ультрафиолетовой области электромагнитного спектра . Эта особенность была впервые обнаружена в 1960-х годах [26] [27], но ее происхождение до сих пор не совсем понятно. Было представлено несколько моделей для объяснения этого выступа, которые включают графитовые зерна со смесью молекул ПАУ . Исследования межзвездных зерен, погруженных в частицы межпланетной пыли (IDP), обнаружили эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах. [28]

Кривые поглощения других галактик [ править ]

График, показывающий средние кривые поглощения для полос MW, LMC2, LMC и SMC. [29] Кривые построены в зависимости от 1 / длина волны, чтобы подчеркнуть УФ-излучение.

Форма стандартной кривой поглощения зависит от состава ISM, который меняется от галактики к галактике. В Местной группе лучше всего определены кривые поглощения Млечного Пути, Малого Магелланова Облака (SMC) и Большого Магелланова Облака (LMC).

В LMC наблюдается значительное изменение характеристик ультрафиолетового поглощения с более слабым выступом 2175 75A и более сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в области, связанной со сверхоболочкой LMC2 (около области звездообразования 30 Doradus), чем в других местах на LMC и в Млечном Пути. [30] [31] В SMC наблюдаются более экстремальные вариации: отсутствие 2175 Å и очень сильное поглощение в далеком УФ в баре звездообразования и довольно нормальное поглощение в ультрафиолетовом диапазоне, наблюдаемое в более спокойном Крыле. [32] [33] [34]

Это дает ключ к разгадке состава ISM в различных галактиках. Ранее считалось, что разные средние кривые поглощения в Млечном Пути, БМО и SMC являются результатом разной металличности трех галактик: металличность БМО составляет около 40% от металличности Млечного Пути , в то время как у SMC - около 10%. Нахождение кривых экстинкции как в LMC, так и в SMC, которые аналогичны кривым, найденным в Млечном Пути [29], и поиск кривых экстинкции в Млечном Пути, которые больше похожи на те, что были обнаружены в сверхоболочке LMC2 БМО [35] и в SMC Бар [36]дала начало новой интерпретации. Вариации кривых, наблюдаемые в Магеллановых облаках и Млечном Пути, могут быть вызваны переработкой пылинок близлежащим звездообразованием. Эта интерпретация подтверждается работами в галактиках со вспышками звездообразования (которые переживают эпизоды интенсивного звездообразования) о том, что в их пыли отсутствует выступ 2175 Å. [37] [38]

Вымирание в атмосфере [ править ]

Атмосферное вымирание придает восходящему или заходящему Солнцу оранжевый оттенок и зависит от местоположения и высоты . Астрономические обсерватории, как правило, могут очень точно охарактеризовать локальную кривую поглощения, чтобы можно было скорректировать наблюдения с учетом эффекта. Тем не менее, атмосфера полностью непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутников для проведения наблюдений.

Это исчезновение имеет три основных компонента: Рэлея рассеяние молекулами воздуха, рассеяние от частиц и молекулярной абсорбции . Молекулярное поглощение часто называют теллурическим поглощением , как это вызвано Землей ( теллурическим является синонимом для наземного ). Наиболее важными источниками теллурического поглощения являются молекулярный кислород и озон , которые сильно поглощают излучение вблизи ультрафиолета , и вода , которая сильно поглощает инфракрасное излучение .

Величина такого вымирания минимальна в зените наблюдателя и максимальна у горизонта . Данная звезда, предпочтительно в солнечной оппозиции, достигает своей наибольшей небесной высоты и оптимального времени для наблюдения, когда звезда находится около местного меридиана около солнечной полуночи и если звезда имеет благоприятное склонение (то есть подобное широте наблюдателя ); таким образом, сезонное время из-за осевого наклона является ключевым. Вымирание аппроксимируется умножением стандартной кривой атмосферного поглощения (построенной для каждой длины волны) на среднюю массу воздуха.рассчитывается за время наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает ослабление инфракрасного излучения.

Ссылки [ править ]

  1. Перейти ↑ Trumpler, RJ (1930). «Предварительные результаты по расстояниям, размерам и пространственному распределению рассеянных звездных скоплений» . Бюллетень обсерватории Лик . 14 (420): 154–188. Bibcode : 1930LicOB..14..154T . DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1930LicOB.14.154T .
  2. ^ Karttunen Ханна (2003). Фундаментальная астрономия . Онлайн-библиотека физики и астрономии . Springer. п. 289. ISBN. 978-3-540-00179-9.
  3. ^ Струве, FGW 1847, СанктПетербург: Совет. Акад. Imper., 1847; IV, 165 с .; в 8 .; DCCC.4.211 [1]
  4. ^ Whittet, Дуглас CB (2003). Пыль в галактическом окружении . Серия по астрономии и астрофизике (2-е изд.). CRC Press. п. 10. ISBN 978-0750306249.
  5. ^ См. Бинни и Меррифельд, раздел 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Кэрролл и Остли, раздел 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ) и Катнер (2003, ISBN). 978-0-521-52927-3 ) для приложений в астрономии.   
  6. ^ «Межзвездное покраснение, исчезновение и красные закаты» . Astro.virginia.edu. 2002-04-22 . Проверено 14 июля 2017 .
  7. ^ Готтлиб, DM; Апсон, WL (1969). «Местное межзвездное покраснение». Астрофизический журнал . 157 : 611. Bibcode : 1969ApJ ... 157..611G . DOI : 10.1086 / 150101 .
  8. ^ Милн, ДК; Аллер, LH (1980). «Средняя модель галактического поглощения». Астрофизический журнал . 85 : 17–21. Bibcode : 1980AJ ..... 85 ... 17M . DOI : 10.1086 / 112628 .
  9. ^ Lynga, G. (1982). «Открытые скопления в нашей Галактике». Астрономия и астрофизика . 109 : 213–222. Bibcode : 1982A&A ... 109..213L .
  10. ^ Шлегель, Дэвид Дж .; Финкбайнер, Дуглас П .; Дэвис, Марк (1998). "Карты инфракрасного излучения пыли для использования в оценке покраснения и переднего плана космического микроволнового фонового излучения". Астрофизический журнал . 500 (2): 525–553. arXiv : astro-ph / 9710327 . Bibcode : 1998ApJ ... 500..525S . DOI : 10.1086 / 305772 .
  11. ^ a b Карделли, Джейсон А .; Клейтон, Джеффри К .; Матис, Джон С. (1989). «Взаимосвязь между инфракрасным, оптическим и ультрафиолетовым поглощением». Астрофизический журнал . 345 : 245–256. Bibcode : 1989ApJ ... 345..245C . DOI : 10.1086 / 167900 .
  12. ^ Валенсик, Линн А .; Клейтон, Джеффри К .; Гордон, Карл Д. (2004). «Свойства поглощения ультрафиолета в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 616 (2): 912–924. arXiv : astro-ph / 0408409 . Bibcode : 2004ApJ ... 616..912V . DOI : 10.1086 / 424922 . S2CID 119330502 . 
  13. ^ Матис, Джон С .; Карделли, Джейсон А. (1992). «Отклонения межзвездных исчезновений от среднего R-зависимого закона поглощения». Астрофизический журнал . 398 : 610–620. Bibcode : 1992ApJ ... 398..610M . DOI : 10.1086 / 171886 .
  14. ^ Т.К. Фриц ; С. Гиллессен ; К. Доддс-Иден ; Д. Лутц ; Р. Гензель ; В. Рааб ; Т. Отт ; О. Пфуль ; Ф. Эйзенхауэр и Ф. Юсуф-Заде (2011). "Линия, выведенная из инфракрасного излучения в направлении центра Галактики". Астрофизический журнал . 737 (2): 73. arXiv : 1105.2822 . Bibcode : 2011ApJ ... 737 ... 73F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 737/2/73 . S2CID 118919927 . CS1 maint: uses authors parameter (link)
  15. ^ Шульц, GV ; Вимер, В. (1975). «Межзвездное покраснение и ИК-избыток звезд O и B». Астрономия и астрофизика . 43 : 133–139. Bibcode : 1975A&A .... 43..133S .
  16. ^ a b Majaess, Даниэль ; Дэвид Тернер ; Иштван Декани ; Данте Миннити ; Вольфганг Гирен (2016). «Ограничение свойств поглощения пыли с помощью обзора VVV». Астрономия и астрофизика . 593 : A124. arXiv : 1607.08623 . Bibcode : 2016A & A ... 593A.124M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201628763 . S2CID 54218060 . 
  17. ^ R (Ks) математически аналогично A (Ks) / E (J − Ks)
  18. ^ Нишьяма, Сёго ; Мотохиде Тамура ; Хирофуми Хатано ; Дайсуке Като ; Тошихико Танабэ ; Кодзи Сугитани ; Тэцуя Нагата (2009). «Закон межзвездного поглощения в отношении центра Галактики III: полосы J, H, KS в системах 2MASS и MKO, а также 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 мкм в системе Spitzer / IRAC». Астрофизический журнал . 696 (2): 1407–1417. arXiv : 0902.3095 . Bibcode : 2009ApJ ... 696.1407N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 696/2/1407 . S2CID 119205751 .
  19. ^ Предель, П .; Шмитт, JHMM (1995). «Рентгеновское излучение межзвездной среды: наблюдения ореолов рассеяния пыли на спутнике ROSAT». Астрономия и астрофизика . 293 : 889–905. Bibcode : 1995A&A ... 293..889P .
  20. ^ Болин, Ральф С .; Блэр Д. Сэвидж ; Дж. Ф. Дрейк (1978). "Обзор межзвездного HI по измерениям поглощения L-альфа. II". Астрофизический журнал . 224 : 132–142. Bibcode : 1978ApJ ... 224..132B . DOI : 10.1086 / 156357 .
  21. ^ Диплас, Афанасий ; Блэр Д. Сэвидж (1994). "Обзор межзвездного альфа-поглощения HI LY. 2: Интерпретации". Астрофизический журнал . 427 : 274–287. Bibcode : 1994ApJ ... 427..274D . DOI : 10.1086 / 174139 .
  22. ^ Гювер, Толга ; Озель, Фериал (2009). «Связь между оптическим поглощением и плотностью столба водорода в Галактике». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (4): 2050–2053. arXiv : 0903.2057 . Bibcode : 2009MNRAS.400.2050G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15598.x .
  23. ^ Маршалл, Дуглас Дж .; Робин, AC; Reylé, C .; Schultheis, M .; Пико, С. (июль 2006 г.). «Моделирование галактического распределения межзвездного поглощения в трех измерениях». Астрономия и астрофизика . 453 (2): 635–651. arXiv : astro-ph / 0604427 . Bibcode : 2006A&A ... 453..635M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053842 . S2CID 16845046 . 
  24. ^ Робин, Энни С .; Reylé, C .; Derrière, S .; Пико, С. (октябрь 2003 г.). «Синтетический взгляд на структуру и эволюцию Млечного Пути». Астрономия и астрофизика . 409 (2): 523–540. arXiv : astro-ph / 0401052 . Бибкод : 2003A & A ... 409..523R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031117 .
  25. ^ Карделли, Джейсон А .; Сембах, Кеннет Р .; Матис, Джон С. (1992). «Количественная оценка поглощения УФ-излучения, полученная на основе данных IUE гигантов и сверхгигантов». Астрономический журнал . 104 (5): 1916–1929. Bibcode : 1992AJ .... 104.1916C . DOI : 10.1086 / 116367 . ISSN 0004-6256 . 
  26. ^ Stecher, Теодор П. (1965). «Межзвездное поглощение в ультрафиолете». Астрофизический журнал . 142 : 1683. Bibcode : 1965ApJ ... 142.1683S . DOI : 10.1086 / 148462 .
  27. ^ Stecher, Теодор П. (1969). «Межзвездное поглощение в ультрафиолете. II». Астрофизический журнал . 157 : L125. Bibcode : 1969ApJ ... 157L.125S . DOI : 10.1086 / 180400 .
  28. ^ Брэдли, Джон; Дай, З.Р .; и другие. (2005). «Астрономическая особенность 2175 Å в частицах межпланетной пыли». Наука . 307 (5707): 244–247. Bibcode : 2005Sci ... 307..244B . DOI : 10.1126 / science.1106717 . PMID 15653501 . S2CID 96858465 .  
  29. ^ a b Гордон, Карл Д .; Джеффри К. Клейтон ; Карл А. Миссельт ; Арло У. Ландольт ; Майкл Дж. Вольф (2003). «Количественное сравнение Малого Магелланова Облака, Большого Магелланова Облака и кривых затухания в ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 594 (1): 279–293. arXiv : astro-ph / 0305257 . Bibcode : 2003ApJ ... 594..279G . DOI : 10.1086 / 376774 .
  30. ^ Фитцпатрик, Эдвард Л. (1986). «Средняя кривая межзвездного поглощения Большого Магелланова Облака». Астрономический журнал . 92 : 1068–1073. Bibcode : 1986AJ ..... 92.1068F . DOI : 10.1086 / 114237 .
  31. ^ Мисселт, Карл А .; Джеффри К. Клейтон ; Карл Д. Гордон (1999). «Повторный анализ ультрафиолетового поглощения межзвездной пыли в большом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал . 515 (1): 128–139. arXiv : astro-ph / 9811036 . Bibcode : 1999ApJ ... 515..128M . DOI : 10.1086 / 307010 . S2CID 14175478 . 
  32. ^ Lequeux, J .; Морис, Э .; Превот-Бурничон, М.Л . ; Превот, Л .; Рокка-Волмерранж, Б. (1982). «SK 143 - звезда SMC с ультрафиолетовым межзвездным поглощением галактического типа». Астрономия и астрофизика . 113 : L15 – L17. Bibcode : 1982A&A ... 113L..15L .
  33. ^ Превот, ML ; Lequeux, J .; Превот, Л .; Морис, Э .; Рокка-Волмерранж, Б. (1984). «Типичное межзвездное вымирание в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 132 : 389–392. Bibcode : 1984A & A ... 132..389P .
  34. ^ Гордон, Карл Д .; Джеффри К. Клейтон (1998). «Погашение пыли, похожее на звездообразование в Малом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал . 500 (2): 816–824. arXiv : astro-ph / 9802003 . Bibcode : 1998ApJ ... 500..816G . DOI : 10.1086 / 305774 . S2CID 18090417 . 
  35. ^ Клейтон, Джеффри С .; Карл Д. Гордон ; Майкл Дж. Вольф (2000). "Межзвездная пыль типа Магеллановых облаков вдоль линий обзора низкой плотности в Галактике". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 129 (1): 147–157. arXiv : astro-ph / 0003285 . Bibcode : 2000ApJS..129..147C . DOI : 10.1086 / 313419 . S2CID 11205416 . 
  36. ^ Валенсик, Линн А .; Джеффри К. Клейтон ; Карл Д. Гордон ; Трейси Л. Смит (2003). «Малое магелланово облако межзвездной пыли в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 598 (1): 369–374. arXiv : astro-ph / 0308060 . Bibcode : 2003ApJ ... 598..369V . DOI : 10.1086 / 378802 .
  37. ^ Кальцетти, Даниэла ; Энн Л. Кинни ; Таиса Сторчи-Бергманн (1994). «Погашение пылью звездных континуумов в галактиках со вспышками звездообразования: закон ультрафиолетового и оптического поглощения». Астрофизический журнал . 429 : 582–601. Bibcode : 1994ApJ ... 429..582C . DOI : 10.1086 / 174346 . hdl : 10183/108843 .
  38. ^ Гордон, Карл Д .; Даниэла Кальцетти ; Адольф Н. Витт (1997). «Пыль в галактиках со всплесками звезд». Астрофизический журнал . 487 (2): 625–635. arXiv : astro-ph / 9705043 . Bibcode : 1997ApJ ... 487..625G . DOI : 10.1086 / 304654 . S2CID 2055629 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Бинни, Дж. И Меррифилд, М. (1998). Галактическая астрономия . Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-00402-0.
  • Ховарт, И. Д. (1983). «БМО и галактическое вымирание» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 203 (2): 301–304. Bibcode : 1983MNRAS.203..301H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 203.2.301 .
  • Кинг, DL (1985). «Атмосферное вымирание в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос, Ла-Пальма». Техническая записка RGO / La Palma . 31 .
  • Макколл, ML (2004). «Об определении исчезновения по покраснению». Астрономический журнал . 128 : 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
  • Rouleau, F .; Хеннинг, Т .; Стогниенко, Р. (1997). «Ограничения на свойства межзвездного носителя характеристик 2175Å». Астрономия и астрофизика . 322 : 633–645. arXiv : astro-ph / 9611203 . Bibcode : 1997a & A ... 322..633R .