विलुप्ति (खगोल विज्ञान)

अंधेरे नीहारिका के कारण दृश्य प्रकाश विलुप्त होने का एक चरम उदाहरण

खगोल विज्ञान में, विलुप्ति एक उत्सर्जक खगोलीय वस्तु और अवलोकन के बीच धूल और गैस द्वारा विद्युत चुम्बकीय विकिरण का अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) और प्रकाश प्रकीर्णन है। इंटरस्टेलर विलुप्ति को पहली बार 1930 में रॉबर्ट जूलियस ट्रम्पलर द्वारा प्रलेखित किया गया था।^[1]^[2] हालाँकि, इसके प्रभावों को 1847 में फ्रेडरिक जॉर्ज विल्हेम वॉन स्ट्रुवे द्वारा नोट किया गया था,^[3] और तारों के रंगों पर इसका प्रभाव कई व्यक्तियों द्वारा देखा गया था, जिन्होंने इसे गैलेक्टिक धूल की सामान्य उपस्थिति से नहीं जोड़ा था। उन तारों के लिए जो आकाशगंगा के तल के पास स्थित हैं और पृथ्वी के कुछ हज़ार पारसेक के भीतर हैं, आवृत्तियों के दृश्य बैंड (फोटोमेट्रिक प्रणाली ) में विलुप्त होने की दर लगभग 1.8 मैग्नीट्यूड (खगोल विज्ञान) प्रति किलोपारसेक है।^[4]

वेधशाला#ग्राउंड-आधारित_वेधशालाएं|पृथ्वी से जुड़े पर्यवेक्षकों के लिए, विलुप्ति अंतरतारकीय माध्यम (आईएसएम) और पृथ्वी के वायुमंडल दोनों से उत्पन्न होती है; यह किसी प्रेक्षित वस्तु के चारों ओर परिस्थितिजन्य धूल से भी उत्पन्न हो सकता है। पृथ्वी के वायुमंडल में कुछ तरंग दैर्ध्य क्षेत्रों (जैसे एक्स-रे, पराबैंगनी और अवरक्त) के मजबूत विलुप्त होने को अंतरिक्ष दूरबीन | अंतरिक्ष-आधारित वेधशालाओं के उपयोग से दूर किया जाता है। चूंकि नीली रोशनी लाल रोशनी की तुलना में बहुत अधिक दृढ़ता से क्षीणन है, विलुप्त होने के कारण वस्तुएं अपेक्षा से अधिक लाल दिखाई देती हैं, एक घटना जिसे इंटरस्टेलर रेडडिंग कहा जाता है।^[5]

अंतारकीय लालिमा

खगोल विज्ञान में, इंटरस्टेलर रेडनिंग इंटरस्टेलर विलुप्त होने से जुड़ी एक घटना है जहां एक खगोलीय वस्तु से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की खगोलीय स्पेक्ट्रोस्कोपी उस विशेषता को बदल देती है जो वस्तु मूल रूप से उत्सर्जन (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) से करती है। अंतरतारकीय माध्यम में ब्रह्मांडीय धूल और अन्य पदार्थों से प्रकाश के बिखरने के कारण लालिमा उत्पन्न होती है। इंटरस्टेलर रेडिंग लाल शिफ्ट से एक अलग घटना है, जो विरूपण के बिना स्पेक्ट्रा का आनुपातिक डॉपलर शिफ्ट है। रेडनिंग अधिमानतः दृश्यमान प्रतिबिम्ब से छोटे तरंग दैर्ध्य फोटॉन को हटा देता है जबकि लंबी तरंग दैर्ध्य फोटॉन (दृश्यमान स्पेक्ट्रम में, प्रकाश जो लाल होता है) को पीछे छोड़ देता है, परमाणु वर्णक्रमीय रेखा को अपरिवर्तित छोड़ देता है।

अधिकांश फोटोमेट्रिक प्रणालियों में फिल्टर (पासबैंड) का उपयोग किया जाता है, जिससे प्रकाश के परिमाण की रीडिंग स्थलीय कारकों के बीच अक्षांश और आर्द्रता को ध्यान में रख सकती है। इंटरस्टेलर लालिमा रंग की अधिकता के बराबर होती है, जिसे किसी वस्तु के देखे गए रंग सूचकांक और उसके आंतरिक रंग सूचकांक (कभी-कभी इसके सामान्य रंग सूचकांक के रूप में संदर्भित) के बीच अंतर के रूप में परिभाषित किया जाता है। उत्तरार्द्ध सैद्धांतिक मूल्य है जो विलुप्त होने से अप्रभावित होने पर इसका होगा। पहली प्रणाली में, 1950 के दशक में तैयार की गई यूबीवी फोटोमेट्रिक प्रणाली और इसके सबसे निकट से संबंधित उत्तराधिकारी, वस्तु के रंग की अधिकता $E_{B-V}$ वस्तु के B−V रंग (कैलिब्रेटेड नीला शून्य से कैलिब्रेटेड दृश्यमान) से संबंधित है:

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

A0-प्रकार के मुख्य अनुक्रम तारे के लिए (इनमें मुख्य अनुक्रम के बीच औसत तरंग दैर्ध्य और गर्मी होती है) ऐसे तारे की आंतरिक रीडिंग के आधार पर रंग सूचकांकों को 0 पर कैलिब्रेट किया जाता है (± बिल्कुल 0.02 जो वर्णक्रमीय बिंदु पर निर्भर करता है, यानी भीतर सटीक पासबैंड) संक्षिप्त रंग नाम प्रश्न में है, रंग सूचकांक देखें)। परिमाण में कम से कम दो और अधिकतम पांच मापे गए पासबैंड की तुलना घटाव द्वारा की जाती है: यू, बी, वी, आई या आर जिसके दौरान विलुप्त होने से रंग की अधिकता की गणना की जाती है और कटौती की जाती है। चार उप-सूचकांकों के नाम (आर माइनस आई इत्यादि) और पुन: कैलिब्रेटेड परिमाण के घटाव का क्रम इस अनुक्रम के भीतर दाएं से तत्काल बाएं तक है।

सामान्य विशेषताएँ

इंटरस्टेलर लालिमा इसलिए होती है क्योंकि इंटरस्टेलर माध्यम लाल प्रकाश तरंगों की तुलना में नीली प्रकाश तरंगों को अधिक अवशोषित और बिखेरता है, जिससे तारे अपनी तुलना में अधिक लाल दिखाई देते हैं। यह उस प्रभाव के समान है जो तब देखा जाता है जब पृथ्वी के वायुमंडल में धूल के कण लाल सूर्यास्त में योगदान करते हैं (देखें: सूर्यास्त#रंग)।^[6] मोटे तौर पर, अंतरतारकीय विलुप्ति छोटी तरंग दैर्ध्य पर सबसे मजबूत होती है, जिसे आमतौर पर स्पेक्ट्रोस्कोपी की तकनीकों का उपयोग करके देखा जाता है। विलुप्त होने के परिणामस्वरूप प्रेक्षित स्पेक्ट्रम के आकार में परिवर्तन होता है। इस सामान्य आकार पर अवशोषण विशेषताएं (तरंग दैर्ध्य बैंड जहां तीव्रता कम होती है) आरोपित होती हैं, जिनकी उत्पत्ति विभिन्न प्रकार की होती है और अंतरतारकीय सामग्री की रासायनिक संरचना के बारे में सुराग दे सकती हैं, उदाहरण के लिए। लौकिक धूल. ज्ञात अवशोषण विशेषताओं में 2175 एंगस्ट्रॉम|Å बम्प, फैला हुआ इंटरस्टेलर बैंड, 3.1 माइक्रोन जल बर्फ सुविधा, और 10 और 18 माइक्रोन सिलिकेट विशेषताएं शामिल हैं।

सौर पड़ोस में, यूबीवी फोटोमेट्रिक सिस्टम में इंटरस्टेलर विलुप्त होने की दर | जॉनसन-कजिन्स वी-बैंड (विजुअल फिल्टर) का औसत 540 एनएम की तरंग दैर्ध्य पर आमतौर पर 0.7-1.0 मैग/केपीसी माना जाता है - बस एक औसत के कारण अंतरतारकीय धूल की गांठ।^[7]^[8]^[9] सामान्य तौर पर, हालांकि, इसका मतलब यह है कि पृथ्वी पर एक अच्छे रात्रि आकाश सुविधाजनक बिंदु से देखे जाने वाले वी-बैंड में एक तारे की चमक लगभग 2 गुना कम हो जाएगी, प्रत्येक पारसेक (3,260 प्रकाश वर्ष) के लिए यह हमसे दूर है .

विशिष्ट दिशाओं में विलुप्ति की मात्रा इससे काफी अधिक हो सकती है। उदाहरण के लिए, गेलेक्टिक सेंटर के कुछ क्षेत्र हमारी सर्पिल बांह (और शायद अन्य) से स्पष्ट रूप से हस्तक्षेप करने वाली गहरी धूल से भरे हुए हैं और स्वयं घने पदार्थ के उभार में हैं, जिससे ऑप्टिकल में 30 से अधिक परिमाण के विलुप्त होने का कारण बनता है, जिसका अर्थ है कि 10 में 1 ऑप्टिकल फोटॉन से कम¹²से गुजरता है.^[10] इसका परिणाम परिहार के तथाकथित क्षेत्र में होता है, जहां अतिरिक्त-गैलेक्टिक आकाश के बारे में हमारा दृष्टिकोण गंभीर रूप से बाधित होता है, और पृष्ठभूमि आकाशगंगाओं, जैसे कि डिन्गेलो 1, को हाल ही में रेडियो खगोल विज्ञान और इन्फ्रारेड खगोल विज्ञान में टिप्पणियों के माध्यम से खोजा गया था।

आकाशगंगा में अन्य वस्तुओं पर हमारे सुविधाजनक बिंदु से देखने पर निकट-अवरक्त (0.125 से 3.5 माइक्रोमीटर) विलुप्त होने वाले वक्र (तरंग दैर्ध्य के विरुद्ध परिमाण में विलुप्त होने की साजिश, अक्सर उलटा) के माध्यम से पराबैंगनी का सामान्य आकार, स्टैंड द्वारा काफी अच्छी तरह से चित्रित किया गया है- सापेक्ष दृश्यता का अकेला पैरामीटर (ऐसी दृश्यमान रोशनी का) आर(वी) (जो दृष्टि की विभिन्न रेखाओं के साथ अलग है),^[11]^[12] लेकिन इस लक्षण वर्णन से ज्ञात विचलन हैं।^[13] उपयुक्त लक्ष्यों की कमी और अवशोषण सुविधाओं के विभिन्न योगदानों के कारण मध्य-अवरक्त तरंग दैर्ध्य रेंज में विलुप्त होने के कानून का विस्तार करना मुश्किल है।^[14] आर(वी) समुच्चय और विशेष विलुप्ति की तुलना करता है। यह है $A(V)/E(B-V)$ . पुनर्कथित, यह कुल विलुप्ति है, A(V) को उन दो तरंग दैर्ध्य (बैंड) के चयनात्मक कुल विलुप्ति (A(B)−A(V)) से विभाजित किया गया है। ए(बी) और ए(वी) यूबीवी फोटोमेट्रिक सिस्टम फिल्टर बैंड पर पूर्ण विलुप्ति हैं। साहित्य में प्रयुक्त एक अन्य माप तरंगदैर्घ्य λ पर पूर्ण विलुप्ति A(λ)/A(V) है, उस तरंगदैर्घ्य पर कुल विलुप्ति की तुलना V बैंड पर कुल विलुप्ति से की जाती है।

आर(वी) को विलुप्त होने का कारण बनने वाले धूल कणों के औसत आकार के साथ सहसंबद्ध माना जाता है। हमारी अपनी आकाशगंगा, मिल्की वे के लिए, R(V) का विशिष्ट मान 3.1 है,^[15] लेकिन दृष्टि की विभिन्न रेखाओं में काफी भिन्नता पाई जाती है।^[16] परिणामस्वरूप, ब्रह्मांडीय दूरियों की गणना करते समय निकट-अवरक्त (जिसमें फिल्टर या पासबैंड केएस काफी मानक है) से स्टार डेटा पर जाना फायदेमंद हो सकता है, जहां विविधताएं और विलुप्त होने की मात्रा काफी कम है, और समान अनुपात हैं आर(केएस):^[17] स्वतंत्र समूहों द्वारा क्रमशः 0.49±0.02 और 0.528±0.015 पाए गए।^[16]^[18] वे दो और आधुनिक निष्कर्ष आम तौर पर संदर्भित ऐतिहासिक मूल्य ≈0.7 के सापेक्ष काफी भिन्न हैं।^[11]

कुल विलुप्ति, ए(वी) (परिमाण (खगोल विज्ञान)एस में मापा गया), और तटस्थ हाइड्रोजन परमाणुओं के कॉलम घनत्व, एन के बीच संबंध_H (आमतौर पर सेमी में मापा जाता है⁻²), दर्शाता है कि अंतरतारकीय माध्यम में गैस और धूल कैसे संबंधित हैं। आकाशगंगा, प्रीडेहल और श्मिट में लाल तारों और एक्स-रे प्रकीर्णन प्रभामंडलों की पराबैंगनी स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग करके किए गए अध्ययनों से^[19] एन के बीच संबंध पाया_H और A(V) लगभग होगा:

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

(यह सभी देखें:^[20]^[21]^[22]).

खगोलविदों ने दृश्यमान और निकट-अवरक्त तारकीय अवलोकनों और तारों के वितरण के एक मॉडल का उपयोग करके, सौर मंडल (आकाशगंगा के हमारे क्षेत्र) में विलुप्त होने के त्रि-आयामी वितरण का निर्धारण किया है।^[23]^[24] विलुप्त होने का कारण बनने वाली धूल मुख्य रूप से सर्पिल भुजाओं के साथ होती है, जैसा कि अन्य सर्पिल आकाशगंगाओं में देखा गया है।

किसी वस्तु के प्रति विलुप्ति को मापना

किसी तारे के विलुप्त होने के वक्र को मापने के लिए, तारे के स्पेक्ट्रम की तुलना उसी तारे के देखे गए स्पेक्ट्रम से की जाती है, जिसे विलुप्त होने (बिना लाल हुए) से प्रभावित नहीं होने के लिए जाना जाता है।^[25] तुलना के लिए प्रेक्षित स्पेक्ट्रम के बजाय सैद्धांतिक स्पेक्ट्रम का उपयोग करना भी संभव है, लेकिन यह कम आम है। उत्सर्जन निहारिकाओं के मामले में, दो उत्सर्जन रेखाओं के अनुपात को देखना आम बात है जो निहारिका में तापमान और घनत्व से प्रभावित नहीं होना चाहिए। उदाहरण के लिए, नीहारिकाओं में प्रचलित विभिन्न परिस्थितियों में एच-अल्फा से एच-अल्फा उत्सर्जन का अनुपात हमेशा 2.85 के आसपास होता है। इसलिए 2.85 के अलावा कोई अन्य अनुपात विलुप्त होने के कारण होना चाहिए, और विलुप्त होने की मात्रा की गणना इस प्रकार की जा सकती है।

2175-एंगस्ट्रॉम सुविधा

आकाशगंगा के भीतर कई वस्तुओं के मापे गए विलुप्त होने के वक्रों में एक प्रमुख विशेषता लगभग 2175 एंगस्ट्रॉम|Å पर एक व्यापक 'टक्कर' है, जो विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के पराबैंगनी क्षेत्र में भी है। यह सुविधा पहली बार 1960 के दशक में देखी गई थी,^[26]^[27] लेकिन इसकी उत्पत्ति अभी भी ठीक से समझ में नहीं आई है। इस उभार को ध्यान में रखते हुए कई मॉडल प्रस्तुत किए गए हैं जिनमें पॉलीसाइक्लिक एरोमैटिक हाइड्रोकार्बन अणुओं के मिश्रण के साथ ग्रेफाइट अनाज शामिल हैं। इंटरप्लेनेटरी धूल कणों (आईडीपी) में एम्बेडेड इंटरस्टेलर अनाज की जांच ने इस विशेषता को देखा और अनाज में मौजूद कार्बनिक कार्बन और अनाकार सिलिकेट के साथ वाहक की पहचान की।^[28]

अन्य आकाशगंगाओं के विलुप्त होने के वक्र

MW, LMC2, LMC और SMC बार के लिए औसत विलुप्ति वक्र दिखाने वाला प्लॉट।^[29]यूवी पर जोर देने के लिए वक्रों को 1/तरंगदैर्घ्य के विरुद्ध प्लॉट किया जाता है।

मानक विलुप्ति वक्र का स्वरूप आईएसएम की संरचना पर निर्भर करता है, जो आकाशगंगा से आकाशगंगा में भिन्न होता है। स्थानीय समूह में, सर्वोत्तम-निर्धारित विलुप्ति वक्र आकाशगंगा, छोटे मैगेलैनिक बादल (एसएमसी) और बड़े मैगेलैनिक बादल (एलएमसी) के हैं।

एलएमसी में, एलएमसी2 सुपरशेल (30 डोरैडस स्टारबर्स्टिंग क्षेत्र के पास) से जुड़े क्षेत्र में कमजोर 2175 ए बम्प और मजबूत दूर-यूवी विलुप्त होने के साथ पराबैंगनी विलुप्त होने की विशेषताओं में महत्वपूर्ण भिन्नता है, जो एलएमसी में अन्यत्र देखी गई है और आकाशगंगा में.^[30]^[31] एसएमसी में, 2175 Å उभार के बिना अधिक चरम भिन्नता देखी जाती है और तारा बनाने वाले बार में बहुत मजबूत दूर-यूवी विलुप्त होने और अधिक शांत विंग में काफी सामान्य पराबैंगनी विलुप्त होने को देखा जाता है।^[32]^[33]^[34] इससे विभिन्न आकाशगंगाओं में आईएसएम की संरचना के बारे में सुराग मिलता है। पहले, मिल्की वे, एलएमसी और एसएमसी में अलग-अलग औसत विलुप्त होने के वक्रों को तीन आकाशगंगाओं की अलग-अलग धात्विकता का परिणाम माना जाता था: एलएमसी की धात्विकता मिल्की वे की लगभग 40% है, जबकि एसएमसी की लगभग 40% है। 10%. एलएमसी और एसएमसी दोनों में विलुप्त होने वाले वक्रों का पता लगाना जो आकाशगंगा में पाए जाने वाले विलुप्त होने के वक्रों के समान हैं^[29] और आकाशगंगा में विलुप्त होने वाले वक्रों की खोज करना जो एलएमसी के एलएमसी2 सुपरशेल में पाए गए वक्रों की तरह दिखते हैं रेफरी>Clayton, Geoffrey C.; Karl D. Gordon; Michael J. Wolff (2000). "आकाशगंगा में कम घनत्व वाली दृष्टि रेखाओं के साथ मैगेलैनिक क्लाउड-प्रकार इंटरस्टेलर धूल". Astrophysical Journal Supplement Series. 129 (1): 147–157. arXiv:astro-ph/0003285. Bibcode:2000ApJS..129..147C. doi:10.1086/313419. S2CID 11205416.</ref> और एसएमसी बार में रेफरी>Valencic, Lynne A.; Geoffrey C. Clayton; Karl D. Gordon; Tracy L. Smith (2003). "आकाशगंगा में छोटे मैगेलैनिक बादल-प्रकार की इंटरस्टेलर धूल". Astrophysical Journal. 598 (1): 369–374. arXiv:astro-ph/0308060. Bibcode:2003ApJ...598..369V. doi:10.1086/378802. S2CID 123435053.</ref> ने एक नई व्याख्या को जन्म दिया है। मैगेलैनिक बादलों और आकाशगंगा में दिखाई देने वाले वक्रों में भिन्नता निकटवर्ती तारा निर्माण द्वारा धूल के कणों के प्रसंस्करण के कारण हो सकती है। यह व्याख्या स्टारबर्स्ट आकाशगंगाओं (जो गहन तारा निर्माण एपिसोड से गुजर रही हैं) में काम द्वारा समर्थित है, जिससे पता चलता है कि उनकी धूल में 2175 Å उभार का अभाव है। रेफरी>Calzetti, Daniela; Anne L. Kinney; Thaisa Storchi-Bergmann (1994). "स्टारबर्स्ट आकाशगंगाओं में तारकीय सातत्य का धूल विलोपन: पराबैंगनी और ऑप्टिकल विलोपन कानून". Astrophysical Journal. 429: 582–601. Bibcode:1994ApJ...429..582C. doi:10.1086/174346. hdl:10183/108843.</ref>^[35]

वायुमंडलीय विलुप्ति

वायुमंडलीय विलोपन सूर्योदय या सूर्यास्त सूर्य को नारंगी रंग देता है और स्थान और ऊंचाई के साथ बदलता रहता है। खगोलीय वेधशालाएं आम तौर पर स्थानीय विलुप्त होने के वक्र को बहुत सटीक रूप से चित्रित करने में सक्षम होती हैं, जिससे प्रभाव के लिए टिप्पणियों को सही किया जा सके। फिर भी, वायुमंडल कई तरंग दैर्ध्य के लिए पूरी तरह से अपारदर्शी है जिसके अवलोकन के लिए उपग्रहों के उपयोग की आवश्यकता होती है।

इस विलुप्ति के तीन मुख्य घटक हैं: वायु अणुओं द्वारा रेले का प्रकीर्णन, कणों द्वारा कणों द्वारा प्रकाश का प्रकीर्णन, और आणविक अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)। आणविक अवशोषण को अक्सर टेल्यूरिक संदूषण के रूप में जाना जाता है, क्योंकि यह पृथ्वी के कारण होता है (टेल्यूरिक स्थलीय का पर्याय है)। टेल्यूरिक अवशोषण के सबसे महत्वपूर्ण स्रोत ऑक्सीजन और ओजोन हैं, जो पराबैंगनी के निकट विकिरण को दृढ़ता से अवशोषित करते हैं, और पानी, जो अवरक्त को दृढ़ता से अवशोषित करते हैं।

ऐसे विलुप्त होने की मात्रा प्रेक्षक के चरम पर सबसे कम और क्षितिज के पास सबसे अधिक होती है। एक दिया गया तारा, अधिमानतः सौर विरोध पर, अपनी सबसे बड़ी क्षैतिज समन्वय प्रणाली और अवलोकन के लिए इष्टतम समय तक पहुंचता है जब तारा सौर मध्यरात्रि के आसपास स्थानीय मेरिडियन (खगोल विज्ञान) के पास होता है और यदि तारे में अनुकूल गिरावट होती है (यानी, पर्यवेक्षक के अक्षांश के समान) ); इस प्रकार, अक्षीय झुकाव के कारण मौसमी समय महत्वपूर्ण है। अवलोकन की अवधि के दौरान गणना की गई औसत वायु द्रव्यमान (खगोल विज्ञान) द्वारा मानक वायुमंडलीय विलुप्त होने वक्र (प्रत्येक तरंग दैर्ध्य के खिलाफ प्लॉट किया गया) को गुणा करके विलुप्त होने का अनुमान लगाया जाता है। शुष्क वातावरण अवरक्त विलुप्ति को काफी हद तक कम कर देता है।

संदर्भ

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