Sönme (astronomi): Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmemiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Kategorilendirildi |
Berkecelik (mesaj | katkılar) Değişiklik özeti yok |
||
1. satır:
Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu [[elektromanyetik
Dünyadaki gözlemciler için, sönme hem yıldızlararası ortamda (ISM) hem de
7. satır:
Yıldızlararası toz mavi ışığı, kırmızı ışık dalgalarından daha çok emip dağıttığı için yıldızlararası kızarma (kırmızılaşma) meydana gelir. Bu etki, dünya atmosferindeki toz partiküllerinin güneşin battığında oluşturduğu kızıllığa benzerlik göstermektedir. Kabaca ifade etmek gerekirse yıldızlararası solma kısa dalga boylarında en güçlü hale gelmektedir. Bu durum gözlemlenen şekilde bir değişikliğe neden olmaktadır. [[Absorbasyon]] özellikleri (yoğunluğun azaldığı dalga boyu bantları) bu genel yapı üzerine bindirilmiştir. Ki bu yapılar orijinlerin değişik bir varyasyonu olup yıldızlararası materyallerin kimyasal kompozisyonu ile ilgili olarak ipuçları vermektedir, örneğin toz tanecikleri. Bilinen absorbasyon özellikleri; 2175 Å dağınık yıldızlararası bantları, 3.1 μm su buz özellikleri ve 10 ile 18 μm oranında silikat yapıyı içerir.
Güneş mahallesinde (sisteminde) Johnson-Cousins V-band’ındaki yıldızlararası solma oranı, yıldızlararası tozun kümelenmesinden dolayı genellikle 0.7-1.0 mag/kpc oranında alınmaktadır. Bu bir yıldızın parlaklığını, bizden oldukça uzakta her kilopersek için V bandında 2’nin yaklaşık bir faktörü olarak azaltılacağı anlamına gelmektedir.
Sönme oranı belirli istikamettekilerden belirgin bir şekilde yüksek olabilmektedir. Örneğin
Kendi galaksimiz Samanyolu’ndaki yakın [[kızıl ötesi]] sönme eğrisi (0.125 to 3.5 μm) boyunca ultraviyolenin genel şekli oldukça iyi tek bir parametre R (V) ile karakterize edilir. Öyle ki, R(V)
R(V), A(V)/E(B-V) olarak tanımlanmaktadır ve bantlardaki sönme selektif olarak E(B-V)= A(B)-A(V), toplamın ölçümü içinse (A(V) ifade edilmektedir. A(V) ve A(B) B ve V filtre bantlarındaki “toplam sönmeyi” ifade eder. Litaretürde kullanılan diğer bir ölçme aracı ise, V bandındaki toplam sönme ile dalga boyundaki toplam sönmenin mukayese edilmesi durumunda ortaya çıkan λ dalga boyundaki A(λ)/A(V) mutlak sönmesidir.
19. satır:
R (V)’nin sönmeye neden toz tanelerinin ortalama boyutu ile ilişkili olduğu bilinmektedir. Kendi galaksimiz olan Samanyolu için R(V) için tipik değer 3,1’dir fakat bu değer görmenin farklı çizgileri için 2,5 ve 6 arasındadır.
(cm−2 ile ölçülen) nötr hidrojen atomu kolonu ile (magnitüt olarak ölçülen) toplam sönme A(V) arasındaki ilişki, bu yıldızlararası ortamdaki gaz ve toz arasındaki bağın nasıl olduğunu ortaya koymaktadır. Samanyolu’ndaki saçılmış X-ışını haleleri ve kırmızılaşmış yıldızlı ultraviyole
:<math>\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{atoms}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}</math>
29. satır:
==Bir nesneye doğru sönmenin ölçümlenmesi==
Bir yıldızın sönme eğrisinin ölçümlenmesi için, yıldızın
==2175-angström özelliği==
Samanyolu içindeki birçok objenin sönme eğrilerinin ölçülmesinde önemli bir özellik, elektromanyetik spektrumun morötesi bölgesine doğru gelişen yaklaşık 2175 Å oranındaki geniş 'yumru'dur. Bu özellik ilk olarak 1960’larda gözlemlenmiştir, fakat kökeni hala iyi anlaşılmış değildir. PAH molekülleri karışımlı [[grafit]] parçacıklar içeren bu yumruyu açıklamak için çeşitli modeller sunulmuştur. Gezegenler arası toz parçacıklarında (IDP) bulunan yıldızlararası tanelerle ile ilgili yapılan araştırmalar bu özelliği gözlemlemiş ve bu tanecikler içinde bulunan şekilsiz [[silikat]] ve [[organik
==Diğer galaksilerin Sönme eğrileri==
[[File:Interstellar extinction ave curves local group.png|thumb|right|Yukarıdaki çizim MW, LMC2, LMC ve SMC çizgileri için ortalama sönme eğrilerini göstermektedir. Eğriler UV’ yi vurgulamak için 1/dalga boyuna karşı çizilmiştir.]]
Standart söndürme eğrisinin şekli, galaksiden galaksiye farklılıklar gösteren ISM kompozisyonuna bağlıdır. Lokal grupta saptanmış en iyi sönme eğrisi Samanyolu’nda bulunan [[Büyük Macellan bulutu]] (LMC) ile [[Küçük Macellan
Büyük Macellan Bulutunda;
Bu çeşitli galaksilerdeki ISM bileşimine dair ipuçlarını veriyor. 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.
47. satır:
==Atmosferik sönme==
Atmosferik sönme konumu ve rakıma göre değişir. Astronomik
Atmosferik söndürmenin üç ana bileşeni vardır: hava molekülleri tarafından [[Rayleigh saçılması]],
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.
|