الانقراض (علم الفلك)

في علم الفلك ، يُعرف الانطفاء بأنه امتصاص وتشتت الإشعاع الكهرومغناطيسي بواسطة الغبار والغاز الموجودين بين جرم سماوي مُشعّ والراصد . وقد وُثِّق الانطفاء بين النجوم لأول مرة عام 1930 على يد روبرت يوليوس ترومبلر . ^{[ 1 ] [ 2 ]} مع ذلك، فقد لُوحظت آثاره عام 1847 على يد فريدريش جورج فيلهلم فون ستروف ، ^{[ 3 ]} كما رُصد تأثيره على ألوان النجوم من قِبل عدد من العلماء الذين لم يربطوه بوجود الغبار المجري بشكل عام . بالنسبة للنجوم القريبة من مستوى مجرة ​​درب التبانة، والتي تقع على بُعد بضعة آلاف من الفرسخ الفلكي من الأرض، يبلغ الانطفاء في النطاق المرئي للترددات ( النظام الضوئي ) حوالي 1.8 قدر لكل كيلوفرسخ فلكي. ^{[ 4 ]} 

بالنسبة للمراقبين على الأرض ، ينشأ الانطفاء من الوسط بين النجوم والغلاف الجوي للأرض ؛ وقد ينشأ أيضًا من الغبار المحيط بالنجم المرصود. ويتم التغلب على الانطفاء الشديد في الغلاف الجوي للأرض لبعض نطاقات الأطوال الموجية (مثل الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء ) باستخدام المراصد الفضائية . ولأن الضوء الأزرق يمتص بشكل أكبر بكثير من الضوء الأحمر ، فإن الانطفاء يجعل الأجسام تبدو أكثر احمرارًا من المتوقع؛ وتُسمى هذه الظاهرة بالاحمرار بين النجوم . ^{[ 5 ]}

يُعدّ الاحمرار بين النجوم ظاهرةً مرتبطةً بامتصاص الضوء بين النجوم، حيث يتغير طيف الإشعاع الكهرومغناطيسي الصادر من مصدرٍ ما ، مُغيّرًا خصائصه عن الطيف الأصلي الذي كان يُصدره الجسم . ويحدث الاحمرار نتيجةً لتشتت الضوء بفعل الغبار والمواد الأخرى في الوسط بين النجوم . ويختلف الاحمرار بين النجوم عن الانزياح الأحمر ، الذي يُمثّل تغيرات الترددات النسبية للأطياف دون تشويه. يُزيل الاحمرار بشكلٍ تفضيلي الفوتونات ذات الأطوال الموجية الأقصر من الطيف المُشع، بينما يُبقي الفوتونات ذات الأطوال الموجية الأطول، مما يُحافظ على خطوط الطيف دون تغيير.

في معظم أنظمة القياس الضوئي ، تُستخدم مرشحات (نطاقات تمرير) تُراعي قراءات شدة الضوء، بما في ذلك خط العرض والرطوبة، من بين عوامل أرضية أخرى. يُعادل احمرار الفضاء بين النجوم "الفائض اللوني"، وهو الفرق بين مؤشر اللون المرصود للجسم ومؤشر لونه الذاتي (يُشار إليه أحيانًا بمؤشر لونه الطبيعي). هذا الأخير هو القيمة النظرية التي كان سيحصل عليها الجسم لو لم يتأثر بالانقراض. في النظام الأول، وهو نظام UBV للقياس الضوئي الذي طُوّر في خمسينيات القرن الماضي، والأنظمة اللاحقة له، كان الفائض اللوني للجسم هو...${\displaystyle E_{BV}}$يرتبط بلون الجسم B−V (الأزرق المعاير ناقص المرئي المعاير) من خلال:

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

بالنسبة لنجم من النوع A0 في التسلسل الرئيسي (وهي نجوم ذات طول موجي وحرارة متوسطين بين نجوم التسلسل الرئيسي)، تُعاير مؤشرات اللون عند الصفر بناءً على قراءة جوهرية لهذا النجم (± 0.02 بالضبط، اعتمادًا على النقطة الطيفية، أي نطاق التمرير الدقيق ضمن اسم اللون المختصر، انظر مؤشر اللون ). ثم تُقارن نطاقات تمرير مقاسة، من اثنين إلى خمسة نطاقات، عن طريق الطرح: U، B، V، I، أو R، حيث يُحسب ويُطرح فائض اللون الناتج عن الانطفاء. أسماء المؤشرات الفرعية الأربعة (R ناقص I، إلخ) وترتيب طرح المقادير المُعاد معايرتها يكون من اليمين إلى اليسار مباشرةً ضمن هذا التسلسل.

يحدث احمرار الفضاء بين النجوم لأن الغبار بين النجوم يمتص ويشتت موجات الضوء الأزرق أكثر من موجات الضوء الأحمر، مما يجعل النجوم تبدو أكثر احمرارًا مما هي عليه في الواقع. وهذا مشابه للتأثير الذي يُلاحظ عندما تُساهم جزيئات الغبار في الغلاف الجوي للأرض في ظهور غروب الشمس بلون أحمر . ^{[ 6 ]}

بشكل عام، يكون امتصاص الضوء بين النجوم في أقصى حالاته عند الأطوال الموجية القصيرة، ويُرصد عادةً باستخدام تقنيات التحليل الطيفي. يؤدي الامتصاص إلى تغيير في شكل الطيف المرصود. وتتراكب على هذا الشكل العام خصائص امتصاص (نطاقات أطوال موجية تنخفض فيها شدة الضوء) ذات أصول متنوعة، ويمكن أن تُعطي مؤشرات حول التركيب الكيميائي للمادة بين النجوم، مثل حبيبات الغبار. تشمل خصائص الامتصاص المعروفة نتوء 2175 أنغستروم ، ونطاقات الامتصاص المنتشرة بين النجوم ، وخاصية جليد الماء عند 3.1 ميكرومتر ، وخصائص السيليكات عند 10 و18 ميكرومتر .   

في الجوار الشمسي ، يُقدّر معدل امتصاص الضوء بين النجوم في نطاق جونسون-كوزينز V (المرشح المرئي) عند طول موجي 540  نانومتر، عادةً، بـ 0.7-1.0 قدر/كيلوبارسيك، وهو مجرد متوسط ​​ناتج عن تكتل الغبار بين النجوم. ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} لكن هذا يعني عمومًا أن سطوع النجم سينخفض ​​بمقدار النصف تقريبًا في نطاق V عند رصده من نقطة مراقبة جيدة في سماء الليل على الأرض، وذلك لكل كيلوبارسيك (3260 سنة ضوئية) يبعدنا عنها.

قد يكون مقدار الانطفاء أعلى بكثير من ذلك في اتجاهات محددة. على سبيل المثال، تغمر بعض مناطق مركز المجرة غبار داكن واضح يحجب الرؤية، قادم من ذراعنا الحلزوني (وربما من أذرع أخرى) ومن انتفاخ المادة الكثيفة، مما يتسبب في انطفاء يصل إلى أكثر من 30 درجة في الطيف المرئي، أي أن أقل من فوتون ضوئي واحد من كل 10^ ¹² يمر عبرها. ^{[ 10 ]} ينتج عن ذلك منطقة التجنب ، حيث تتعطل رؤيتنا للسماء خارج المجرة بشدة، ولم تُكتشف مجرات الخلفية، مثل Dwingeloo 1 ، إلا مؤخرًا من خلال عمليات الرصد في نطاقي الراديو والأشعة تحت الحمراء .

يُمكن وصف الشكل العام لمنحنى الانطفاء في نطاق الأشعة فوق البنفسجية إلى الأشعة تحت الحمراء القريبة (من 0.125 إلى 3.5 ميكرومتر) (الذي يرسم الانطفاء بدلالة الشدة والطول الموجي، وغالبًا ما يكون معكوسًا) عند النظر من موقعنا إلى أجرام أخرى في مجرة ​​درب التبانة ، بشكل جيد إلى حد ما بواسطة المعامل المستقل للرؤية النسبية (لهذا الضوء المرئي) R(V) (والذي يختلف باختلاف خطوط الرؤية)، ^{[ 11 ] [ 12 ]} ولكن توجد انحرافات معروفة عن هذا الوصف. ^{[ 13 ]} ويُعدّ توسيع قانون الانطفاء ليشمل نطاق أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة أمرًا صعبًا نظرًا لنقص الأهداف المناسبة ومساهمات خصائص الامتصاص المختلفة. ^{[ 14 ]}

يقارن R(V) بين الانقراضات الكلية والجزئية. وهو $${\displaystyle A_{V}/E(BV)\,}$$

بصورة أخرى، هو الامتصاص الكلي، A(V)، مقسومًا على الامتصاص الكلي الانتقائي (A(B)−A(V)) لهذين الطولين الموجيين (النطاقين). يُمثل A(B) وA(V) الامتصاص الكلي عند نطاقي الترشيح B وV على التوالي . وهناك مقياس آخر مُستخدم في الدراسات العلمية وهو الامتصاص المطلق A(λ)/A(V) عند الطول الموجي λ، وذلك بمقارنة الامتصاص الكلي عند هذا الطول الموجي بالامتصاص الكلي عند النطاق V.

من المعروف أن R(V) يرتبط بمتوسط ​​حجم حبيبات الغبار المسببة للانقراض. بالنسبة لمجرة درب التبانة، تبلغ القيمة النموذجية لـ R(V) 3.1، ^{[ 15 ]} ولكنها تختلف اختلافًا كبيرًا عبر خطوط الرؤية المختلفة. ^{[ 16 ]} ونتيجة لذلك، عند حساب المسافات الكونية، قد يكون من المفيد الانتقال إلى بيانات النجوم من الأشعة تحت الحمراء القريبة (والتي يُعد مرشحها أو نطاق تمريرها Ks معيارًا شائعًا) حيث تكون الاختلافات ومقدار الانقراض أقل بكثير، ونسب مماثلة لـ R(Ks): ^{[ 17 ]} وقد توصلت مجموعتان بحثيتان مستقلتان إلى 0.49±0.02 و0.528±0.015 على التوالي. ^{[ 16 ] [ 18 ]} وتختلف هاتان النتيجتان الحديثتان اختلافًا كبيرًا عن القيمة التاريخية الشائعة ≈0.7. ^{[ 11 ]}

تُظهر العلاقة بين الانقراض الكلي، A(V) (المقاس بالقدر الظاهري )، وكثافة عمود ذرات الهيدروجين المتعادلة ، _NH (المقاسة عادةً بوحدة سم⁻² ⁾ ، كيفية ارتباط الغاز والغبار في الوسط بين النجوم. من خلال دراسات باستخدام مطيافية الأشعة فوق البنفسجية للنجوم المحمرة وهالات تشتت الأشعة السينية في مجرة ​​درب التبانة، وجد بريديل وشميت ^{[ 19 ]} أن العلاقة بين NH _و A(V) تقريبًا هي:

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

(انظر أيضًا: ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]} ).

حدد علماء الفلك التوزيع ثلاثي الأبعاد للانطفاء في "الدائرة الشمسية" (منطقتنا في مجرتنا)، باستخدام رصد النجوم في نطاق الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة، ونموذج لتوزيع النجوم. ^{[ 23 ] [ 24 ]} يتركز الغبار المسبب للانطفاء بشكل رئيسي على طول الأذرع الحلزونية ، كما هو الحال في المجرات الحلزونية الأخرى.

لقياس منحنى الانطفاء لنجم ما ، يُقارن طيف النجم بالطيف المرصود لنجم مماثل معروف بعدم تأثره بالانطفاء (غير محمر). ^{[ 25 ]} من الممكن أيضًا استخدام طيف نظري بدلًا من الطيف المرصود للمقارنة، لكن هذا أقل شيوعًا. في حالة السدم الانبعاثية ، من الشائع النظر إلى نسبة خطي انبعاث لا يتأثران بدرجة الحرارة والكثافة في السديم. على سبيل المثال، تكون نسبة انبعاث هيدروجين ألفا إلى هيدروجين بيتا دائمًا حوالي 2.85 في ظل نطاق واسع من الظروف السائدة في السدم. لذا ، فإن أي نسبة أخرى غير 2.85 تُعزى إلى الانطفاء، ومن ثم يمكن حساب مقدار الانطفاء.

من أبرز السمات في منحنيات امتصاص الضوء المقاسة للعديد من الأجرام في مجرة ​​درب التبانة وجود "نتوء" عريض عند حوالي 2175 أنغستروم ، يقع ضمن نطاق الأشعة فوق البنفسجية من الطيف الكهرومغناطيسي. رُصدت هذه السمة لأول مرة في ستينيات القرن الماضي، ^{[ 26 ] [ 27 ]،} إلا أن أصلها لا يزال غير مفهوم تمامًا. وقد طُرحت عدة نماذج لتفسير هذا النتوء، من بينها حبيبات جرافيتية تحتوي على خليط من جزيئات الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات. وقد رصدت دراسات الحبيبات بين النجومية المضمنة في جزيئات الغبار بين الكواكب هذه السمة، وحددت أن الحامل يتكون من الكربون العضوي والسيليكات غير المتبلورة الموجودة في الحبيبات. ^{[ 28 ]}

يعتمد شكل منحنى الانطفاء القياسي على تركيب الوسط بين النجوم ، والذي يختلف من مجرة ​​إلى أخرى. في المجموعة المحلية ، تُعدّ منحنيات الانطفاء الأكثر تحديدًا هي تلك الخاصة بمجرة درب التبانة، وسحابة ماجلان الصغرى ، وسحابة ماجلان الكبرى .

في سحابة ماجلان الكبرى، يوجد تباين ملحوظ في خصائص امتصاص الأشعة فوق البنفسجية، حيث يظهر ارتفاع أضعف عند 2175 أنغستروم وامتصاص أقوى للأشعة فوق البنفسجية البعيدة في المنطقة المرتبطة بالغلاف الفائق LMC2 (بالقرب من منطقة انفجار النجوم 30 دورادوس) مقارنةً بمناطق أخرى في سحابة ماجلان الكبرى ومجرة درب التبانة. ^{[ 30 ] [ 31 ]} أما في سحابة ماجلان الصغرى، فيُلاحظ تباين أكثر حدة، حيث يغيب الارتفاع عند 2175 أنغستروم ويظهر امتصاص قوي جدًا للأشعة فوق البنفسجية البعيدة في منطقة تشكيل النجوم، بينما يُلاحظ امتصاص طبيعي نسبيًا للأشعة فوق البنفسجية في منطقة الجناح الأكثر هدوءًا. ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

يُقدّم هذا أدلةً حول تكوين الوسط بين النجوم في المجرات المختلفة. سابقًا، كان يُعتقد أن اختلاف منحنيات الانطفاء المتوسطة في مجرة ​​درب التبانة، وسحابة ماجلان الكبرى، وسحابة ماجلان الصغرى ناتجٌ عن اختلاف نسبة المعادن في المجرات الثلاث: إذ تبلغ نسبة المعادن في سحابة ماجلان الكبرى حوالي 40% من نسبة المعادن في مجرة ​​درب التبانة ، بينما تبلغ في سحابة ماجلان الصغرى حوالي 10%. وقد أدى اكتشاف منحنيات انطفاء في كلٍّ من سحابة ماجلان الكبرى والصغرى تُشابه تلك الموجودة في مجرة ​​درب التبانة ^{[ 29 ]} ، واكتشاف منحنيات انطفاء في مجرة ​​درب التبانة تُشبه تلك الموجودة في الغلاف الفائق LMC2 لسحابة ماجلان الكبرى ^{[ 35 ]} وفي شريط سحابة ماجلان الصغرى ^{[ 36 ]} ، إلى ظهور تفسير جديد. قد تكون الاختلافات في المنحنيات المرصودة في سحابتي ماجلان ودرب التبانة ناتجةً عن معالجة حبيبات الغبار بواسطة تكوّن النجوم القريبة. يدعم هذا التفسير دراسات أجريت على مجرات الانفجار النجمي (التي تشهد فترات مكثفة من تكوين النجوم) والتي تُظهر أن غبارها يفتقر إلى النتوء عند 2175 أنغستروم. ^{[ 37 ] [ 38 ]}

يُضفي امتصاص الغلاف الجوي لونًا برتقاليًا على شروق الشمس أو غروبها ، ويختلف هذا الامتصاص باختلاف الموقع والارتفاع . وتستطيع المراصد الفلكية عمومًا تحديد منحنى الامتصاص المحلي بدقة عالية، مما يسمح بتصحيح الرصدات وفقًا لهذا التأثير. ومع ذلك، فإن الغلاف الجوي معتم تمامًا للعديد من الأطوال الموجية، مما يستلزم استخدام الأقمار الصناعية لإجراء الرصدات.

يتألف هذا الانقراض من ثلاثة مكونات رئيسية: تشتت رايلي بواسطة جزيئات الهواء، والتشتت بواسطة الجسيمات ، والامتصاص الجزيئي . يُشار إلى الامتصاص الجزيئي غالبًا بالامتصاص الأرضي ، لأنه ناتج عن الأرض ( الأرضي مرادف للأرضي ) . أهم مصادر الامتصاص الأرضي هي الأكسجين الجزيئي والأوزون ، اللذان يمتصان الإشعاع القريب من الأشعة فوق البنفسجية بقوة ، والماء ، الذي يمتص الأشعة تحت الحمراء بقوة .

تكون نسبة امتصاص الضوء في أدنى مستوياتها عند سمت الراصد ، وفي أعلى مستوياتها قرب الأفق . يصل نجمٌ ما، ويفضل أن يكون في وضع التقابل مع الشمس، إلى أقصى ارتفاع سماوي له ، ويكون الوقت الأمثل للرصد، عندما يكون النجم قريبًا من خط الزوال المحلي عند منتصف الليل الشمسي تقريبًا، وإذا كان ميل النجم مناسبًا ( أي مشابهًا لخط عرض الراصد )؛ لذا، يُعد الوقت الموسمي الناتج عن ميل محور الأرض عاملًا أساسيًا. يُقارب امتصاص الضوء بضرب منحنى امتصاص الضوء القياسي في الغلاف الجوي (المُرسم مقابل كل طول موجي) في متوسط ​​كتلة الهواء المحسوبة خلال مدة الرصد. يُقلل الغلاف الجوي الجاف امتصاص الأشعة تحت الحمراء بشكل ملحوظ.

• بيني، ج. وميريفيلد، م. (1998). علم الفلك المجري . برينستون: مطبعة جامعة برينستون. ISBN 978-0-691-00402-0.
• هاورث، آي دي (1983). "سحابة ماجلان الكبرى والانقراض المجري" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 203 (2): 301-304 . رمز Bibcode : 1983MNRAS.203..301H . doi : 10.1093/mnras/203.2.301 .
• كينغ، دي إل (1985). “انقراض الغلاف الجوي في مرصد روكي دي لوس موشاتشوس، لا بالما”. RGO/لا بالما مذكرة فنية . 31 .
• مكال، إم إل (2004). "حول تحديد الانقراض من الاحمرار". المجلة الفلكية . 128 : 2144-2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
• رولو، ف.؛ هينينغ، ت.؛ ستونينكو، ر. (1997). "قيود على خصائص حامل السمات بين النجوم عند 2175 أنغستروم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 322 : 633-645 . arXiv : astro-ph/9611203 . Bibcode : 1997A & A...322..633R .