Extinction (astronomie) - Extinction (astronomy)

En astronomie , l' extinction est l' absorption et la diffusion du rayonnement électromagnétique par la poussière et le gaz entre un objet astronomique émetteur et l' observateur . L'extinction interstellaire a été documentée pour la première fois en tant que telle en 1930 par Robert Julius Trumpler . Cependant, ses effets avaient été notés en 1847 par Friedrich Georg Wilhelm von Struve , et son effet sur les couleurs des étoiles avait été observé par un certain nombre d'individus qui ne l'ont pas relié à la présence générale de poussière galactique. Pour les étoiles situées près du plan de la Voie lactée et à quelques milliers de parsecs de la Terre, l'extinction dans la bande visuelle de fréquences ( système photométrique ) est d'environ 1,8  magnitude par kiloparsec.

Pour la Terre des observateurs, l' extinction du deux provient milieu interstellaire (ISM) et l' atmosphère de la Terre ; il peut également provenir de la poussière circumstellaire autour d'un objet observé. La forte extinction dans l'atmosphère terrestre de certaines régions de longueur d'onde (telles que les rayons X , les ultraviolets et les infrarouges ) est surmontée par l'utilisation d'observatoires spatiaux. Étant donné que la lumière bleue est beaucoup plus fortement atténuée que la lumière rouge , l'extinction fait apparaître les objets plus rouges que prévu, un phénomène appelé rougissement interstellaire.

Rougeur interstellaire

En astronomie , le rougissement interstellaire est un phénomène associé à l'extinction interstellaire où le spectre du rayonnement électromagnétique d'une source de rayonnement change de caractéristiques par rapport à celui que l'objet a émis à l' origine . Le rougissement se produit en raison de la diffusion de la lumière par la poussière et d'autres matières dans le milieu interstellaire . Le rougissement interstellaire est un phénomène différent du redshift , qui correspond aux décalages de fréquence proportionnels des spectres sans distorsion. Le rougissement élimine préférentiellement les photons de longueur d'onde plus courte d'un spectre rayonné tout en laissant les photons de longueur d'onde plus longue (dans l' optique , la lumière qui est plus rouge ), laissant les raies spectroscopiques inchangées.

Dans la plupart des systèmes photométriques, des filtres (bandes passantes) sont utilisés à partir desquels les lectures de l'amplitude de la lumière peuvent tenir compte de la latitude et de l'humidité parmi les facteurs terrestres. Le rougissement interstellaire équivaut à "l'excès de couleur", défini comme la différence entre l'indice de couleur observé d'un objet et son indice de couleur intrinsèque (parfois appelé son indice de couleur normal). Cette dernière est la valeur théorique qu'elle aurait si elle n'était pas affectée par l'extinction. Dans le premier système, le système photométrique UBV conçu dans les années 1950 et ses successeurs les plus proches, l'excès de couleur de l'objet est lié à la couleur B−V de l'objet (bleu calibré moins calibré visible) par : ${\style d'affichage E_{BV}}$

${\displaystyle E_{BV}=(BV)_{\textrm {observé}}-(BV)_{\textrm {intrinsèque}}\,}$

Pour une étoile de séquence principale de type A0 (celles-ci ont une longueur d'onde et une chaleur médianes parmi la séquence principale) les indices de couleur sont calibrés à 0 sur la base d'une lecture intrinsèque d'une telle étoile (± exactement 0,02 selon le point spectral, c'est-à-dire une bande passante précise dans le nom abrégé de la couleur est en cause, voir index des couleurs ). Au moins deux et jusqu'à cinq bandes passantes mesurées en amplitude sont ensuite comparées par soustraction : U,B,V,I ou R pendant lesquelles l'excès de couleur de l'extinction est calculé et déduit. Le nom des quatre sous-indices (R moins I etc.) et l'ordre de soustraction des grandeurs recalibrées sont de droite à gauche immédiate au sein de cette séquence.

Caractéristiques générales

Le rougissement interstellaire se produit parce que la poussière interstellaire absorbe et diffuse plus les ondes lumineuses bleues que les ondes lumineuses rouges, ce qui rend les étoiles plus rouges qu'elles ne le sont. Ceci est similaire à l'effet observé lorsque les particules de poussière dans l'atmosphère de la Terre contribuent aux couchers de soleil rouges.

D'une manière générale, l'extinction interstellaire est la plus forte aux courtes longueurs d'onde, généralement observées en utilisant des techniques issues de la spectroscopie . L'extinction entraîne une modification de la forme d'un spectre observé. A cette forme générale se superposent des caractéristiques d'absorption (bandes de longueurs d'onde où l'intensité est abaissée) qui ont des origines diverses et peuvent donner des indices sur la composition chimique du matériau interstellaire, par exemple les grains de poussière . Caractéristiques d'absorption connus comprennent le 2175  Å bosse, le diffuse interstellaire bandes , le 3,1  um option pour glace à l'eau, et les 10 et 18 um silicate fonctions.

Dans le voisinage solaire, le taux d'extinction interstellaire dans la bande V de Johnson-Cousins ​​(filtre visuel) moyenné à une longueur d'onde de 540 nm est généralement compris entre 0,7 et 1,0 mag/kpc - simplement une moyenne en raison de l' agrégation des particules interstellaires. poussière. En général, cependant, cela signifie qu'une étoile verra sa luminosité réduite d'environ un facteur 2 dans la bande V vue d'un bon point de vue du ciel nocturne sur Terre pour chaque kiloparsec (3 260 années-lumière) plus loin de nous. .

La quantité d'extinction peut être considérablement plus élevée que cela dans des directions spécifiques. Par exemple, certaines régions du Centre Galactique sont inondées de poussière noire évidente provenant de notre bras spiral (et peut-être d'autres) et elles-mêmes dans un renflement de matière dense, provoquant jusqu'à plus de 30 magnitudes d'extinction dans l'optique, ce qui signifie que moins de 1 photon optique sur 10 ¹² passe à travers. Cela se traduit par la zone dite d'évitement , où notre vision du ciel extra-galactique est gravement entravée, et les galaxies de fond, telles que Dwingeloo 1 , n'ont été découvertes que récemment grâce à des observations en radio et infrarouge .

La forme générale de la courbe d'extinction de l'ultraviolet à l'infrarouge proche (0,125 à 3,5 ttingm) (représentant l'extinction en magnitude par rapport à la longueur d'onde, souvent inversée) en regardant de notre point de vue d'autres objets de la Voie lactée , est assez bien caractérisée par le stand- seul paramètre de visibilité relative (d'une telle lumière visible) R(V) (qui est différente selon différentes lignes de visée), mais il existe des écarts connus par rapport à cette caractérisation. L'extension de la loi d'extinction dans la gamme de longueurs d'onde de l'infrarouge moyen est difficile en raison du manque de cibles appropriées et des diverses contributions des caractéristiques d'absorption.

R(V) compare les extinctions agrégées et particulières. C'est A(V)/E(B−V) . Reformulé, c'est l'extinction totale, A(V) divisée par l'extinction totale sélective (A(B)-A(V)) de ces deux longueurs d'onde (bandes). A(B) et A(V) sont l' extinction totale aux bandes de filtre B et V. Une autre mesure utilisée dans la littérature est l' extinction absolue A(λ)/A(V) à la longueur d'onde , en comparant l'extinction totale à cette longueur d'onde à celle à la bande V.

R(V) est connu pour être corrélé à la taille moyenne des grains de poussière provoquant l'extinction. Pour notre propre galaxie, la Voie lactée, la valeur typique de R(V) est de 3,1, mais on constate qu'elle varie considérablement selon les différentes lignes de visée. En conséquence, lors du calcul des distances cosmiques, il peut être avantageux de passer aux données d'étoiles du proche infrarouge (dont le filtre ou la bande passante Ks est assez standard) où les variations et la quantité d'extinction sont nettement inférieures, et des rapports similaires quant à R(Ks) : 0,49 ± 0,02 et 0,528 ± 0,015 ont été trouvés respectivement par des groupes indépendants. Ces deux résultats plus modernes diffèrent considérablement par rapport à la valeur historique communément référencée ≈0,7.

La relation entre l'extinction totale, A(V) (mesurée en magnitudes ), et la densité de la colonne d' atomes d' hydrogène neutres , N _H (généralement mesurée en cm ⁻² ), montre comment le gaz et la poussière dans le milieu interstellaire sont liés . A partir d' études utilisant la spectroscopie ultraviolette des étoiles et des halos de dispersion de rayons X rougie dans la voie lactée, Predehl et Schmitt ont trouvé la relation entre N _H et A (V) à environ:

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

(voir également:).

Les astronomes ont déterminé la distribution tridimensionnelle de l'extinction dans le "cercle solaire" (notre région de notre galaxie ), à l'aide d'observations stellaires visibles et proche infrarouge et d'un modèle de distribution des étoiles. La poussière provoquant l'extinction se situe principalement le long des bras spiraux , comme on l'observe dans d'autres galaxies spirales .

Mesurer l'extinction vers un objet

Pour mesurer la courbe d'extinction d'une étoile , le spectre de l'étoile est comparé au spectre observé d'une étoile similaire connue pour ne pas être affectée par l'extinction (non rougie). Il est également possible d'utiliser un spectre théorique à la place du spectre observé pour la comparaison, mais c'est moins courant. Dans le cas des nébuleuses en émission , il est courant de regarder le rapport de deux raies d'émission qui ne devraient pas être affectées par la température et la densité dans la nébuleuse. Par exemple, le rapport d'émission d' hydrogène alpha sur hydrogène bêta est toujours d'environ 2,85 dans une large gamme de conditions prévalant dans les nébuleuses. Un rapport autre que 2,85 doit donc être dû à l'extinction, et la quantité d'extinction peut ainsi être calculée.

La caractéristique 2175 angström

Une caractéristique importante dans les courbes d'extinction mesurées de nombreux objets dans la Voie lactée est une large «bosse» à environ 2175 Å , bien dans la région ultraviolette du spectre électromagnétique . Cette caractéristique a été observée pour la première fois dans les années 1960, mais son origine n'est toujours pas bien comprise. Plusieurs modèles ont été présentés pour rendre compte de cette bosse qui comprend des grains graphitiques avec un mélange de molécules de HAP . Des recherches sur des grains interstellaires noyés dans des particules de poussière interplanétaires (IDP) ont permis d'observer cette caractéristique et d'identifier le porteur avec du carbone organique et des silicates amorphes présents dans les grains.

Courbes d'extinction des autres galaxies

Graphique montrant les courbes d'extinction moyennes pour les barres MW, LMC2, LMC et SMC. Les courbes sont tracées en fonction de 1/longueur d'onde pour accentuer les UV.

La forme de la courbe d'extinction standard dépend de la composition de l'ISM, qui varie d'une galaxie à l'autre. Dans le Groupe Local , les courbes d'extinction les mieux déterminées sont celles de la Voie Lactée, du Petit Nuage de Magellan (SMC) et du Grand Nuage de Magellan (LMC).

Dans le LMC, il existe une variation significative des caractéristiques de l'extinction ultraviolette avec une bosse de 2175 Å plus faible et une extinction UV lointaine plus forte dans la région associée au supershell LMC2 (près de la région d'éclatement d'étoiles 30 Doradus) qu'ailleurs dans le LMC et dans la Voie Lactée. Dans le SMC, une variation plus extrême est observée sans 2175 Å et une très forte extinction des UV lointains dans la barre de formation d'étoiles et une extinction ultraviolette assez normale observée dans l'aile plus calme.

Cela donne des indices sur la composition de l'ISM dans les différentes galaxies. Auparavant, on pensait que les différentes courbes d'extinction moyennes dans la Voie lactée, le LMC et le SMC étaient le résultat des différentes métallicités des trois galaxies : la métallicité du LMC est d'environ 40 % de celle de la Voie lactée , tandis que celle du SMC est d'environ dix%. Trouver des courbes d'extinction dans le LMC et le SMC qui sont similaires à celles trouvées dans la Voie lactée et trouver des courbes d'extinction dans la Voie lactée qui ressemblent davantage à celles trouvées dans le supershell LMC2 du LMC et dans la barre SMC a donné lieu à un nouvelle interprétation. Les variations des courbes observées dans les nuages ​​de Magellan et la Voie lactée peuvent plutôt être causées par le traitement des grains de poussière par la formation d'étoiles à proximité. Cette interprétation est étayée par des travaux dans les galaxies starburst (qui subissent d'intenses épisodes de formation d'étoiles) selon lesquelles leur poussière n'a pas la bosse de 2175 Å.

Extinction atmosphérique

L'extinction atmosphérique donne au Soleil levant ou couchant une teinte orangée et varie selon l'emplacement et l' altitude . Les observatoires astronomiques sont généralement capables de caractériser très précisément la courbe d'extinction locale, pour permettre aux observations d'être corrigées de l'effet. Néanmoins, l'atmosphère est complètement opaque à de nombreuses longueurs d'onde nécessitant l'utilisation de satellites pour faire des observations.

Cette extinction a trois composantes principales : la diffusion Rayleigh par les molécules d'air, la diffusion par les particules et l' absorption moléculaire . L'absorption moléculaire est souvent appelée absorption tellurique , car elle est causée par la Terre ( tellurique est synonyme de terrestre ). Les sources les plus importantes d'absorption tellurique sont l'oxygène moléculaire et l' ozone , qui absorbent fortement le rayonnement proche de l' ultraviolet , et l' eau , qui absorbe fortement l' infrarouge .

La quantité d'une telle extinction est la plus faible au zénith de l'observateur et la plus élevée près de l' horizon . Une étoile donnée, de préférence à l'opposition solaire, atteint sa plus grande altitude céleste et son temps optimal d'observation lorsque l'étoile est proche du méridien local vers minuit solaire et si l'étoile a une déclinaison favorable (c'est-à-dire similaire à la latitude de l'observateur ) ; ainsi, le temps saisonnier dû à l' inclinaison axiale est essentiel. L'extinction est approchée en multipliant la courbe d'extinction atmosphérique standard (tracée en fonction de chaque longueur d'onde) par la masse d'air moyenne calculée sur la durée de l'observation. Une atmosphère sèche réduit considérablement l'extinction infrarouge.

Les références

Lectures complémentaires

• Binney, J. & Merrifield, M. (1998). Astronomie Galactique . Princeton : Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00402-0.
• Howarth, ID (1983). "LMC et extinction galactique" . Avis mensuels de la Royal Astronomical Society . 203 (2) : 301-304. Bibcode : 1983MNRAS.203..301H . doi : 10.1093/mnras/203.2.301 .
• Roi, DL (1985). "Extinction atmosphérique à l'observatoire Roque de los Muchachos, La Palma". Note technique RGO/La Palma . 31 .
• McCall, ML (2004). "Sur la détermination de l'extinction du rougissement". Le Journal Astronomique . 128 : 2144-2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
• Rouleau, F.; Henning, T.; Stognienko, R. (1997). « Contraintes sur les propriétés du porteur interstellaire 2175Å ». Astronomie et astrophysique . 322 : 633-645. arXiv : astro-ph/9611203 . Bibcode : 1997A & A ... 322..633R .