Aussterben (Astronomie)

In der Astronomie bezeichnet Extinktion die Absorption und Streuung elektromagnetischer Strahlung durch Staub und Gas zwischen einem emittierenden astronomischen Objekt und dem Beobachter . Interstellare Extinktion wurde erstmals 1930 von Robert Julius Trumpler als solche dokumentiert . ^{[ 1 ] [ 2 ]} Ihre Auswirkungen wurden jedoch bereits 1847 von Friedrich Georg Wilhelm von Struve beobachtet ^{[ 3 ]} , und ihr Einfluss auf die Farben von Sternen war von mehreren Forschern festgestellt worden, die ihn jedoch nicht mit der allgemeinen Präsenz von galaktischem Staub in Verbindung brachten . Für Sterne in der Nähe der Ebene der Milchstraße , die sich innerhalb weniger tausend Parsec von der Erde befinden, beträgt die Extinktion im sichtbaren Frequenzbereich ( photometrisches System ) etwa 1,8  Größenklassen pro Kiloparsec. ^{[ 4 ]}

Für Beobachter auf der Erde entsteht Extinktion sowohl durch das interstellare Medium als auch durch die Erdatmosphäre ; sie kann auch durch zirkumstellaren Staub um ein beobachtetes Objekt herum verursacht werden. Die starke Extinktion bestimmter Wellenlängenbereiche (wie Röntgen- , Ultraviolett- und Infrarotstrahlung ) in der Erdatmosphäre wird durch den Einsatz von Weltraumobservatorien überwunden . Da blaues Licht deutlich stärker abgeschwächt wird als rotes Licht, erscheinen Objekte aufgrund der Extinktion röter als erwartet; dieses Phänomen wird als interstellare Verfärbung bezeichnet . ^{[ 5 ]}

Die interstellare Verfärbung ist ein Phänomen der interstellaren Extinktion, bei dem sich das Spektrum der elektromagnetischen Strahlung einer Quelle gegenüber dem ursprünglichen Spektrum verändert . Sie entsteht durch die Streuung des Lichts an Staub und anderer Materie im interstellaren Medium . Die interstellare Verfärbung ist nicht mit der Rotverschiebung zu verwechseln , die eine proportionale Frequenzverschiebung des Spektrums ohne Verzerrung beschreibt. Bei der Verfärbung werden bevorzugt Photonen mit kürzerer Wellenlänge aus dem Strahlungsspektrum entfernt, während Photonen mit längerer Wellenlänge erhalten bleiben, wodurch die Spektrallinien unverändert bleiben.

In den meisten photometrischen Systemen werden Filter (Durchlassbänder) verwendet, um bei der Messung der Lichtstärke unter Berücksichtigung von Breitengrad und Luftfeuchtigkeit sowie terrestrischen Faktoren zu helfen. Die interstellare Verfärbung entspricht dem „Farbüberschuss“, definiert als die Differenz zwischen dem beobachteten Farbindex eines Objekts und seinem intrinsischen Farbindex (manchmal auch als normaler Farbindex bezeichnet). Letzterer ist der theoretische Wert, den das Objekt ohne Extinktion hätte. Im ersten System, dem in den 1950er Jahren entwickelten UBV-Photometriesystem und seinen eng verwandten Nachfolgern, ist der Farbüberschuss des Objekts mit seiner B−V-Farbe (kalibriertes Blau minus kalibriertes Sichtbares) wie folgt verknüpft: ${\displaystyle E_{BV}}$

$${\displaystyle E_{BV}=(BV)_{\textrm {observed}}-(BV)_{\textrm {intrinsic}}\,}$$

Bei einem Hauptreihenstern vom Spektraltyp A0 (diese Sterne weisen die mittlere Wellenlänge und Temperatur innerhalb der Hauptreihe auf) werden die Farbindizes anhand einer intrinsischen Messung auf 0 kalibriert (± genau 0,02, abhängig vom betrachteten Spektralpunkt bzw. dem präzisen Durchlassbereich innerhalb der abgekürzten Farbbezeichnung; siehe Farbindex ) . Anschließend werden mindestens zwei und bis zu fünf gemessene Durchlassbereiche der Helligkeit durch Subtraktion verglichen: U, B, V, I oder R. Dabei wird der durch Extinktion bedingte Farbüberschuss berechnet und abgezogen. Die Bezeichnung der vier Teilindizes (R minus I usw.) und die Reihenfolge der Subtraktion der neu kalibrierten Helligkeiten entsprechen der Reihenfolge von rechts nach unmittelbar links innerhalb dieser Sequenz.

Die interstellare Rötung entsteht dadurch, dass interstellarer Staub blaue Lichtwellen stärker absorbiert und streut als rote, wodurch Sterne röter erscheinen, als sie tatsächlich sind. Dies ist vergleichbar mit dem Effekt, der bei roten Sonnenuntergängen durch Staubpartikel in der Erdatmosphäre beobachtet wird . ^{[ 6 ]}

Generell ist die interstellare Extinktion bei kurzen Wellenlängen am stärksten und wird üblicherweise mithilfe spektroskopischer Verfahren beobachtet. Extinktion führt zu einer Veränderung der Form des beobachteten Spektrums. Überlagert wird diese allgemeine Form von Absorptionsbanden (Wellenlängenbereiche mit verringerter Intensität), die verschiedene Ursachen haben und Aufschluss über die chemische Zusammensetzung des interstellaren Materials, z. B. von Staubkörnern, geben können. Bekannte Absorptionsbanden sind die 2175-  Å- Bande, die diffusen interstellaren Banden , die 3,1-  µm -Wassereisbande sowie die 10- und 18-µm -Silikatbanden .

In der Sonnenumgebung wird die interstellare Extinktion im Johnson-Cousins-V-Band (visueller Filter) bei einer Wellenlänge von 540 nm üblicherweise mit 0,7–1,0 mag/kpc angegeben – ein Durchschnittswert, der durch die Klumpenbildung des interstellaren Staubs bedingt ist. ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} Im Allgemeinen bedeutet dies jedoch, dass die Helligkeit eines Sterns im V-Band, von einem guten Beobachtungspunkt am Nachthimmel auf der Erde aus gesehen, für jedes Kiloparsec (3.260 Lichtjahre), das er von uns entfernt ist, um etwa den Faktor 2 abnimmt.

Die Extinktion kann in bestimmten Richtungen deutlich höher sein. Beispielsweise sind einige Regionen des galaktischen Zentrums von dunklem Staub aus unserem Spiralarm (und möglicherweise anderen Galaxien) durchzogen und befinden sich in einer Ansammlung dichter Materie. Dies führt zu einer Extinktion von über 30 Größenklassen im optischen Bereich, was bedeutet, dass weniger als 1 von 10^¹² optischen Photonen diese Bereiche durchdringt. ^{[ 10 ]} Dadurch entsteht die sogenannte Vermeidungszone , in der unsere Sicht auf den extragalaktischen Himmel stark eingeschränkt ist. Hintergrundgalaxien wie Dwingeloo 1 wurden erst kürzlich durch Beobachtungen im Radio- und Infrarotbereich entdeckt .

Die allgemeine Form der Extinktionskurve im ultravioletten bis nahinfraroten Bereich (0,125 bis 3,5 μm) (Auftragung der Extinktion als Betrag gegen die Wellenlänge, oft invertiert), von unserem Standpunkt aus auf andere Objekte in der Milchstraße betrachtet , lässt sich recht gut durch den einzelnen Parameter der relativen Sichtbarkeit (dieses sichtbaren Lichts) R(V) beschreiben (der entlang verschiedener Sichtlinien unterschiedlich ist) ^{[ 11 ] [ 12 ].} Es sind jedoch Abweichungen von dieser Charakterisierung bekannt ^{[ 13 ]} . Die Erweiterung des Extinktionsgesetzes in den mittleren Infrarotbereich ist aufgrund fehlender geeigneter Objekte und verschiedener Beiträge durch Absorptionslinien schwierig ^{[ 14 ] .}

R(V) vergleicht aggregierte und partikuläre Aussterberaten. Es ist $${\displaystyle A_{V}/E(BV)\,}$$

Anders ausgedrückt: Es handelt sich um die Gesamtextinktion A(V) dividiert durch die selektive Gesamtextinktion (A(B)−A(V)) dieser beiden Wellenlängen (Bänder). A(B) und A(V) bezeichnen die Gesamtextinktion in den B- bzw. V -Filterbändern. Ein weiteres in der Literatur verwendetes Maß ist die absolute Extinktion A(λ)/A(V) bei der Wellenlänge λ, wobei die Gesamtextinktion bei dieser Wellenlänge mit derjenigen im V-Band verglichen wird.

Es ist bekannt, dass R(V) mit der durchschnittlichen Größe der Staubkörner, die die Extinktion verursachen, korreliert. Für die Milchstraße beträgt der typische Wert für R(V) 3,1 ^{[ 15 ]} , variiert jedoch erheblich entlang verschiedener Sichtlinien ^{[ 16 ]} . Daher kann es bei der Berechnung kosmischer Entfernungen vorteilhaft sein, auf Sterndaten aus dem nahen Infrarot zurückzugreifen (wofür der Filter bzw. das Durchlassband Ks weit verbreitet ist), wo die Variationen und die Extinktion deutlich geringer sind und ähnliche Verhältnisse wie für R(Ks) gefunden werden: ^{[ 17 ]} Unabhängige Forschungsgruppen ermittelten Werte von 0,49 ± 0,02 bzw. 0,528 ± 0,015 ^{[ 16 ] [ 18 ]} . Diese beiden neueren Ergebnisse weichen deutlich vom häufig zitierten historischen Wert von ≈ 0,7 ab ^{[ 11 ] .}

Der Zusammenhang zwischen der Gesamtextinktion A(V) (gemessen in Größenklassen ) und der Säulendichte neutraler Wasserstoffatome N_{_H} (üblicherweise in cm^{⁻² gemessen) zeigt, wie Gas und Staub im interstellaren Medium miteinander verbunden sind. Predehl und Schmitt [ 19 ]} fanden mittels Ultraviolettspektroskopie an verfärbten Sternen und Röntgenstreuungshalos in der Milchstraße einen Zusammenhang zwischen N _{_H} und A(V) von etwa:

${\displaystyle {\frac {N_{H}}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{atoms}}~{\mbox{cm}}^{-2}~{\mbox{mag}}^{-1}}$

(siehe auch: ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]} ).

Astronomen haben die dreidimensionale Verteilung der Extinktion im Sonnenkreis (unserer Region in der Galaxie) mithilfe von Sternbeobachtungen im sichtbaren und nahinfraroten Bereich sowie eines Modells der Sternverteilung bestimmt. ^{[ 23 ] [ 24 ]} Der für die Extinktion verantwortliche Staub konzentriert sich hauptsächlich entlang der Spiralarme , wie auch in anderen Spiralgalaxien beobachtet.

Um die Extinktionskurve eines Sterns zu bestimmen , wird sein Spektrum mit dem beobachteten Spektrum eines ähnlichen Sterns verglichen, der bekanntermaßen nicht von Extinktion betroffen ist (unverfärbt). ^{[ 25 ]} Alternativ kann auch ein theoretisches Spektrum anstelle des beobachteten Spektrums zum Vergleich herangezogen werden, dies ist jedoch weniger üblich. Bei Emissionsnebeln betrachtet man üblicherweise das Verhältnis zweier Emissionslinien , die von Temperatur und Dichte im Nebel unbeeinflusst sein sollten . Beispielsweise liegt das Verhältnis von Wasserstoff-alpha- zu Wasserstoff-beta- Emission unter den in Nebeln herrschenden Bedingungen stets bei etwa 2,85. Ein von 2,85 abweichendes Verhältnis muss daher auf Extinktion zurückzuführen sein, deren Ausmaß sich somit berechnen lässt.

Ein auffälliges Merkmal in den gemessenen Extinktionskurven vieler Objekte der Milchstraße ist eine breite Erhöhung bei etwa 2175 Å , weit im ultravioletten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Dieses Merkmal wurde erstmals in den 1960er Jahren beobachtet ^{[ 26 ] [ 27 ]} , sein Ursprung ist jedoch noch immer nicht vollständig geklärt. Es wurden verschiedene Modelle zur Erklärung dieser Erhöhung vorgestellt, darunter solche, die Graphitkörner mit einer Mischung aus polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (PAK ) beinhalten . Untersuchungen an interstellaren Körnern, die in interplanetaren Staubpartikeln (IDP) eingebettet sind, beobachteten dieses Merkmal und identifizierten den Träger als organischen Kohlenstoff und amorphe Silikate, die in den Körnern vorhanden sind. ^{[ 28 ]}

Die Form der Standard-Extinktionskurve hängt von der Zusammensetzung des interstellaren Mediums ab , die von Galaxie zu Galaxie variiert. In der Lokalen Gruppe sind die am besten bestimmten Extinktionskurven diejenigen der Milchstraße, der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) und der Großen Magellanschen Wolke (LMC).

In der Großen Magellanschen Wolke (LMC) zeigen sich deutliche Unterschiede in den Eigenschaften der Ultraviolett-Extinktion. So ist die 2175-Å-Bande schwächer ausgeprägt, während die Extinktion im fernen UV-Bereich in der Region um die LMC2-Superschale (nahe der Sternentstehungsregion bei 30 Doradus) stärker ist als in anderen Teilen der LMC und der Milchstraße. ^{[ 30 ] [ 31 ]} In der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) sind die Unterschiede noch ausgeprägter: Hier fehlt die 2175-Å-Bande, und die Extinktion im fernen UV-Bereich ist im Sternentstehungsbereich Balken sehr stark, während im ruhigeren Flügel eine relativ normale Ultraviolett-Extinktion beobachtet wird. ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

Dies liefert Hinweise auf die Zusammensetzung des interstellaren Mediums in den verschiedenen Galaxien. Bisher nahm man an, die unterschiedlichen mittleren Extinktionskurven in der Milchstraße, der Großen Magellanschen Wolke (LMC) und der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) seien auf die unterschiedlichen Metallizitäten der drei Galaxien zurückzuführen: Die Metallizität der LMC beträgt etwa 40 % derjenigen der Milchstraße , die der SMC hingegen nur etwa 10 %. Die Entdeckung von Extinktionskurven in der LMC und SMC, die denen der Milchstraße ähneln ^{[ 29 ]} , sowie von Extinktionskurven in der Milchstraße, die eher denen der LMC2-Superschale der LMC ^{[ 35 ]} und des Balkens der SMC ^{[ 36 ]} ähneln, führte zu einer neuen Interpretation. Die beobachteten Variationen der Kurven in den Magellanschen Wolken und der Milchstraße könnten stattdessen durch die Umwandlung von Staubkörnern in nahegelegene Sternentstehungsgebiete verursacht werden. Diese Interpretation wird durch Arbeiten an Starburst-Galaxien (die intensive Sternentstehungsphasen durchlaufen) gestützt, die zeigen, dass deren Staub die 2175-Å-Bande nicht aufweist. ^{[ 37 ] [ 38 ]}

Die atmosphärische Extinktion verleiht der auf- und untergehenden Sonne einen orangefarbenen Schimmer und variiert mit Ort und Höhe . Astronomische Observatorien können die lokale Extinktionskurve in der Regel sehr genau bestimmen, um die Beobachtungen entsprechend zu korrigieren. Dennoch ist die Atmosphäre für viele Wellenlängen völlig undurchsichtig, weshalb Satelliten für Beobachtungen notwendig sind .

Diese Extinktion hat drei Hauptkomponenten: Rayleigh-Streuung an Luftmolekülen, Streuung an Partikeln und molekulare Absorption . Molekulare Absorption wird oft auch als tellurische Absorption bezeichnet , da sie durch die Erde verursacht wird ( tellurisch ist ein Synonym für terrestrisch ). Die wichtigsten Quellen tellurischer Absorption sind molekularer Sauerstoff und Ozon , die Strahlung im nahen Ultraviolettbereich stark absorbieren , sowie Wasser , das Infrarotstrahlung stark absorbiert .

Die Extinktion ist im Zenit des Beobachters am geringsten und in Horizontnähe am höchsten . Ein Stern, vorzugsweise in Opposition zur Sonne, erreicht seine größte Himmelshöhe und den optimalen Beobachtungszeitpunkt, wenn er sich um Mitternacht nahe dem lokalen Meridian befindet und eine günstige Deklination aufweist ( d. h . ähnlich der geografischen Breite des Beobachters ). Daher ist die jahreszeitliche Variation aufgrund der Achsenneigung entscheidend. Die Extinktion wird angenähert, indem die Standardkurve der atmosphärischen Extinktion (aufgetragen über jede Wellenlänge) mit der über die Beobachtungsdauer berechneten mittleren Luftmasse multipliziert wird . Eine trockene Atmosphäre reduziert die Infrarot-Extinktion deutlich.

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