विलोपन (खगोल विज्ञान)

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डार्क नेबुला के कारण दृश्य प्रकाश विलुप्त होने का एक चरम उदाहरण

खगोल विज्ञान में, विलोपन 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 विलुप्त होने 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 इसके प्रभाव को कई व्यक्तियों द्वारा देखा गया था, जो इसे गांगेय धूल की सामान्य उपस्थिति से नहीं जोड़ते थे। उन सितारों के लिए जो आकाशगंगा के समतल के पास स्थित हैं और पृथ्वी के कुछ हज़ार पारसेक के भीतर हैं, आवृत्तियों के दृश्य बैंड (फोटोमेट्रिक सिस्टम) में विलोपन लगभग 1.8 परिमाण (खगोल विज्ञान) प्रति किलोपारसेक है।[4]

वेधशाला#भू-आधारित_वेधशालाओं|पृथ्वी-बाध्य पर्यवेक्षकों के लिए, विलोपन इंटरस्टेलर माध्यम (आईएसएम) और पृथ्वी के वायुमंडल दोनों से उत्पन्न होता है; यह किसी प्रेक्षित वस्तु के आसपास परिस्थितिजन्य धूल से भी उत्पन्न हो सकता है। कुछ तरंग दैर्ध्य क्षेत्रों (जैसे एक्स-रे, पराबैंगनी और अवरक्त) के पृथ्वी के वातावरण में मजबूत विलुप्त होने को अंतरिक्ष टेलीस्कोप | अंतरिक्ष-आधारित वेधशालाओं के उपयोग से दूर किया जाता है। चूंकि नीला प्रकाश लाल प्रकाश की तुलना में बहुत अधिक क्षीणन है, विलुप्त होने के कारण वस्तु अपेक्षा से अधिक लाल दिखाई देती है, इस घटना को इंटरस्टेलर रेडिंग कहा जाता है।[5]


इंटरस्टेलर रेडिंग

खगोल विज्ञान में, इंटरस्टेलर रेडिंगिंग 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 जिससे वस्तु मूल रूप से उत्सर्जन (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) होती है। ब्रह्मांडीय धूल और इंटरस्टेलर माध्यम में अन्य पदार्थ से प्रकाश के बिखरने के कारण रेडिंग होता है। इंटरस्टेलर रेडिंग लाल शिफ्ट से एक अलग घटना है, जो विरूपण के बिना स्पेक्ट्रा की आनुपातिक डॉपलर शिफ्ट है। रेडिंग तरजीही रूप से कम तरंग दैर्ध्य फोटॉनों को दृश्यमान प्रतिबिम्ब से हटा देता है, जबकि लंबे तरंग दैर्ध्य फोटॉनों (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 रेडिंग रंग की अधिकता के बराबर 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 गया है। उत्तरार्द्ध सैद्धांतिक मूल्य है जो विलुप्त होने से अप्रभावित होने पर होगा। पहली प्रणाली में, 1950 के दशक में तैयार की गई UBV फोटोमेट्रिक प्रणाली और इसके सबसे निकटवर्ती उत्तराधिकारी, वस्तु का अतिरिक्त रंग वस्तु के बी-वी रंग से संबंधित है (कैलिब्रेट किया गया नीला माइनस कैलिब्रेटेड दृश्यमान) इसके द्वारा:

A0-प्रकार के मुख्य अनुक्रम तारे के लिए (इनमें मध्य तरंगदैर्घ्य और मुख्य अनुक्रम के बीच ऊष्मा होती है) ऐसे तारे की आंतरिक रीडिंग के आधार पर रंग सूचकांकों को 0 पर कैलिब्रेट किया जाता है (± बिल्कुल 0.02 किस वर्णक्रमीय बिंदु पर निर्भर करता है, यानी भीतर सटीक पासबैंड संक्षिप्त रंग का नाम प्रश्न में है, रंग सूचकांक देखें)। परिमाण में कम से कम दो और अधिकतम पांच मापा पासबैंडों की तुलना घटाव द्वारा की जाती है: यू, बी, वी, आई या आर जिसके दौरान विलुप्त होने से अधिक रंग की गणना की जाती है और कटौती की जाती है। इस क्रम में चार उप-सूचकांकों (आर माइनस I आदि) के नाम और पुनर्गणना किए गए परिमाणों के घटाव का क्रम दाएं से ठीक बाएं होता है।

सामान्य विशेषताएं

इंटरस्टेलर रेडिंग इसलिए होता है क्योंकि इंटरस्टेलर माध्यम लाल प्रकाश तरंगों की तुलना में नीले प्रकाश तरंगों को अधिक अवशोषित और बिखेरता है, जिससे तारे अपने से अधिक लाल दिखाई देते हैं। यह उस प्रभाव के समान है जब पृथ्वी के वातावरण में धूल के कण लाल सूर्यास्त में योगदान करते हैं (देखें: सूर्यास्त#रंग)।[6] व्यापक रूप से बोलते हुए, इंटरस्टेलर विलोपन कम तरंग दैर्ध्य पर सबसे मजबूत होता है, आमतौर पर स्पेक्ट्रोस्कोपी से तकनीकों का उपयोग करके देखा जाता है। विलुप्त होने के परिणामस्वरूप देखे गए स्पेक्ट्रम के आकार में परिवर्तन होता है। इस सामान्य आकार पर सुपरिम्पोज्ड अवशोषण विशेषताएं हैं (वेवलेंथ बैंड जहां तीव्रता कम हो जाती है) जिसमें विभिन्न प्रकार की उत्पत्ति होती है और इंटरस्टेलर सामग्री की रासायनिक संरचना के रूप में सुराग दे सकती है, उदा। लौकिक धूल। ज्ञात अवशोषण सुविधाओं में 2175 एंगस्ट्रॉम|Å बम्प, विसरित इंटरस्टेलर बैंड, 3.1 माइक्रोन वॉटर आइस फ़ीचर, और 10 और 18 माइक्रोन सिलिकेट फ़ीचर शामिल हैं।

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

विलोपन की मात्रा विशिष्ट दिशाओं में इससे काफी अधिक हो सकती है। उदाहरण के लिए, गांगेय केंद्र के कुछ क्षेत्र हमारी सर्पिल भुजा (और शायद अन्य) से स्पष्ट रूप से हस्तक्षेप करने वाली काली धूल से भरे हुए हैं और स्वयं घने पदार्थ के उभार में हैं, जिससे ऑप्टिकल में 30 से अधिक परिमाण विलुप्त होने का कारण बनता है, जिसका अर्थ है कि 10 में 1 से कम ऑप्टिकल फोटॉन12 से गुजरती 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 की आकाशगंगाएं, जैसे कि डिंगेलो 1, हाल ही में रेडियो खगोल विज्ञान और इन्फ्रारेड खगोल विज्ञान में टिप्पणियों के माध्यम से खोजी गई थीं।

निकट-अवरक्त (0.125 से 3.5 माइक्रोन) विलुप्त होने की अवस्था के माध्यम से पराबैंगनी का सामान्य आकार (वेवलेंथ के खिलाफ परिमाण में विलुप्त होने की साजिश, अक्सर उल्टा) मिल्की वे में अन्य वस्तुओं पर हमारे सुविधाजनक बिंदु से देखते हुए, स्टैंड द्वारा काफी अच्छी तरह से विशेषता है- सापेक्ष दृश्यता का अकेला पैरामीटर (ऐसे दृश्य प्रकाश 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 द्वारा विभिन्न योगदानों के कारण विलुप्त होने के कानून को मध्य-अवरक्त तरंग दैर्ध्य रेंज में विस्तारित करना मुश्किल है।[14] आर (वी) कुल और विशेष विलुप्त होने की तुलना करता है। यह है A(V)/E(B−V). पुन: स्थापित, यह कुल विलोपन है, A(V) को उन दो तरंग दैर्ध्य (बैंड) के चयनात्मक कुल विलोपन (A(B)−A(V)) से विभाजित किया गया है। ए(बी) और ए(वी) यूबीवी फोटोमीट्रिक सिस्टम फिल्टर बैंड पर कुल विलुप्त होने वाले हैं। साहित्य में उपयोग किया जाने वाला एक अन्य माप तरंगदैर्घ्य λ पर पूर्ण विलोपन A(λ)/A(V) है, जो उस तरंगदैर्घ्य पर कुल विलोपन की तुलना V बैंड पर करता है।

R(V) को विलुप्त होने वाले धूल के दानों के औसत आकार के साथ सहसंबद्ध होने के लिए जाना 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 भिन्न पाया जाता है।[16] परिणामस्वरूप, ब्रह्मांडीय दूरी की गणना करते समय निकट-अवरक्त (जिसमें से फ़िल्टर या पासबैंड केएस काफी मानक है) से स्टार डेटा पर जाने के लिए फायदेमंद हो सकता है, जहां भिन्नताएं और विलुप्त होने की मात्रा काफी कम है, और इसी तरह के अनुपात आर (केएस):[17] 0.49±0.02 और 0.528±0.015 क्रमशः स्वतंत्र समूहों द्वारा पाए गए।[16][18] वे दो और आधुनिक निष्कर्ष सामान्य रूप से संदर्भित ऐतिहासिक मूल्य ≈0.7 के सापेक्ष काफी भिन्न हैं।[11]

कुल विलुप्त होने के बीच संबंध, ए (वी) (परिमाण (खगोल विज्ञान) में मापा जाता है), और तटस्थ हाइड्रोजन परमाणुओं के कॉलम घनत्व, एनH (आमतौर पर सेमी में मापा जाता है−2), दिखाता है कि इंटरस्टेलर माध्यम में गैस और धूल कैसे संबंधित हैं। मिल्की वे, प्रेडेहल और श्मिट में लाल रंग के तारों और एक्स-रे स्कैटरिंग हेलो के पराबैंगनी स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग करते हुए अध्ययन से[19] N के बीच संबंध पायाH और ए (वी) लगभग होने के लिए:

(यह सभी देखें:[20][21][22]).

खगोलविदों ने दृश्यमान और निकट-अवरक्त तारकीय प्रेक्षणों और तारों के वितरण के एक मॉडल का उपयोग करके सौर मंडल (मिल्की वे का हमारा क्षेत्र) में विलुप्त होने के त्रि-आयामी वितरण को निर्धारित किया है।[23][24] विलुप्त होने वाली धूल मुख्य रूप से सर्पिल भुजाओं के साथ होती है, जैसा कि अन्य सर्पिल आकाशगंगाओं में देखा गया है।

किसी वस्तु की ओर विलुप्त होने को मापना

किसी तारे के विलुप्त होने की अवस्था को मापने के लिए, तारे के स्पेक्ट्रम की तुलना एक समान तारे के देखे गए स्पेक्ट्रम से की जाती है, जो विलुप्त होने (अनियंत्रित) से प्रभावित नहीं होता है।[25] तुलना के लिए देखे गए स्पेक्ट्रम के बजाय एक सैद्धांतिक स्पेक्ट्रम का उपयोग करना भी संभव है, लेकिन यह कम आम है। उत्सर्जन नीहारिकाओं के मामले में, दो उत्सर्जन रेखाओं के अनुपात को देखना आम बात है जो नीहारिका में तापमान और घनत्व से प्रभावित नहीं होनी चाहिए। उदाहरण के लिए, नेबुला में प्रचलित स्थितियों की एक विस्तृत श्रृंखला के तहत एच-अल्फा से एच-अल्फा उत्सर्जन का अनुपात हमेशा 2.85 के आसपास होता है। इसलिए 2.85 के अलावा अन्य अनुपात विलुप्त होने के कारण होना चाहिए, और इस प्रकार विलुप्त होने की मात्रा की गणना की जा सकती है।

2175-एंगस्ट्रॉम फीचर

मिल्की वे के भीतर कई वस्तुओं के 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 है। यह सुविधा पहली बार 1960 के दशक में देखी गई थी,[26][27] लेकिन इसकी उत्पत्ति अभी भी अच्छी तरह से समझ में नहीं आई है। इस टक्कर के लिए कई मॉडल प्रस्तुत किए गए हैं जिनमें पॉलीसाइक्लिक एरोमैटिक हाइड्रोकार्बन अणुओं के मिश्रण के साथ ग्रेफाइट अनाज शामिल हैं। इंटरप्लेनेटरी डस्ट पार्टिकल्स (IDP) में एम्बेडेड इंटरस्टेलर ग्रेन की जांच ने इस विशेषता को देखा और अनाज में मौजूद कार्बनिक कार्बन और अनाकार सिलिकेट्स के साथ वाहक की पहचान की।[28]


अन्य आकाशगंगाओं के विलुप्त होने के वक्र

MW, LMC2, LMC और SMC बार के लिए औसत विलोपन वक्र दिखाने वाला प्लॉट।[29]यूवी पर जोर देने के लिए वक्रों को 1/तरंग दैर्ध्य बनाम प्लॉट किया जाता है।

मानक विलोपन वक्र का रूप आईएसएम की संरचना पर निर्भर करता है, जो आकाशगंगा से आकाशगंगा में भिन्न होता है। स्थानीय समूह में, सबसे अच्छी तरह से निर्धारित विलुप्त होने वाले वक्र आकाशगंगा, छोटे मैगेलैनिक बादल (एसएमसी) और बड़े मैगेलैनिक बादल (एलएमसी) के हैं।

LMC में, LMC2 सुपरशेल (30 डोराडस स्टारबर्स्टिंग क्षेत्र के पास) से जुड़े क्षेत्र में कमजोर 2175 Å बम्प और मजबूत दूर-यूवी विलुप्त होने के साथ पराबैंगनी विलुप्त होने की विशेषताओं में महत्वपूर्ण भिन्नता है, जो LMC में कहीं और देखी गई है। मिल्की वे में।[30][31] एसएमसी में, 2175 Å टक्कर के बिना अधिक चरम भिन्नता देखी जाती है और स्टार 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] यह विभिन्न आकाशगंगाओं में ISM की संरचना के बारे में संकेत देता है। पहले, मिल्की वे, एलएमसी और एसएमसी में विभिन्न औसत विलोपन 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 है 10%। LMC और SMC दोनों में विलोपन वक्रों का पता लगाना जो मिल्की वे में पाए जाने वाले समान हैं[29] और मिल्की वे में विलुप्त होने वाले वक्रों का पता लगाना जो LMC के LMC2 सुपरशेल में पाए जाने वाले वक्रों की तरह अधिक दिखते हैं रेफरी>Clayton, Geoffrey C.; Karl D. Gordon; Michael J. Wolff (2000). "आकाशगंगा में मैगेलैनिक क्लाउड-टाइप इंटरस्टेलर डस्ट लो-डेंसिटी साइट लाइन्स के साथ". Astrophysical Journal Supplement Series. 129 (1): 147–157. arXiv:astro-ph/0003285. Bibcode:2000ApJS..129..147C. doi:10.1086/313419. S2CID 11205416.</ref> और SMC बार में रेफरी>Valencic, Lynne A.; Geoffrey C. Clayton; Karl D. Gordon; Tracy L. Smith (2003). "मिल्की वे में छोटा मैगेलैनिक क्लाउड-टाइप इंटरस्टेलर डस्ट". 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 क्लाउड्स और मिल्की वे में देखे गए वक्रों में भिन्नता इसके बजाय पास के स्टार गठन द्वारा धूल के दानों के प्रसंस्करण के कारण हो सकती है। यह व्याख्या स्टारबर्स्ट आकाशगंगाओं (जो तीव्र स्टार गठन एपिसोड से गुजर रही है) में काम द्वारा समर्थित है, जो दर्शाता है कि उनकी धूल में 2175 Å टक्कर की कमी है। रेफरी>Calzetti, Daniela; Anne L. Kinney; Thaisa Storchi-Bergmann (1994). "स्टारबर्स्ट आकाशगंगाओं में तारकीय महाद्वीप 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 विलोपन

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

इस विलुप्त होने के तीन मुख्य घटक हैं: हवा के अणुओं द्वारा रेले स्कैटरिंग, विविक्त द्वारा कणों द्वारा प्रकाश स्कैटरिंग, और आणविक अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)। आणविक अवशोषण को अक्सर टेल्यूरिक संदूषण के रूप में संदर्भित किया जाता है, क्योंकि यह पृथ्वी के कारण होता है (टेल्यूरिक स्थलीय का एक पर्याय है)। टेलरिक 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 करता है।

इस तरह के विलुप्त होने की मात्रा पर्यवेक्षक के चरम पर सबसे कम और क्षितिज के पास सबसे अधिक है। एक दिया गया तारा, अधिमानतः सौर विरोध पर, अपनी सबसे बड़ी क्षैतिज समन्वय प्रणाली और अवलोकन के लिए इष्टतम समय तक पहुँचता है जब तारा सौर मध्यरात्रि के आसपास स्थानीय मध्याह्न (खगोल विज्ञान) के पास होता है और यदि तारे का अनुकूल झुकाव होता है (धरती ात पर्यवेक्षक के अक्षांश के समान) ; इस प्रकार, अक्षीय झुकाव के कारण मौसमी समय महत्वपूर्ण है। अवलोकन की अवधि में गणना की गई औसत वायु द्रव्यमान (खगोल विज्ञान) द्वारा मानक वायुमंडलीय विलुप्त होने की वक्र (प्रत्येक तरंग दैर्ध्य के खिलाफ साजिश रची गई) को गुणा करके विलुप्त होने का अनुमान लगाया गया है। एक शुष्क वातावरण इन्फ्रारेड विलोपन को काफी कम कर देता है।

संदर्भ

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अग्रिम पठन

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