En astronomía , la extinción es la absorción y dispersión de radiación electromagnética por el polvo y el gas entre un objeto astronómico emisor y el observador . La extinción interestelar fue documentada por primera vez como tal en 1930 por Robert Julius Trumpler . [1] [2] Sin embargo, sus efectos habían sido notados en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve , [3] y su efecto sobre los colores de las estrellas.había sido observado por varios individuos que no lo relacionaron con la presencia general de polvo galáctico. Para las estrellas que se encuentran cerca del plano de la Vía Láctea y están a unos pocos miles de parsecs de la Tierra, la extinción en la banda visual de frecuencias ( sistema fotométrico ) es de aproximadamente 1.8 magnitudes por kiloparsec. [4]
Para los observadores terrestres , la extinción surge tanto del medio interestelar (ISM) como de la atmósfera terrestre ; también puede surgir del polvo circunestelar alrededor de un objeto observado. La fuerte extinción en la atmósfera terrestre de algunas regiones de longitudes de onda (como rayos X , ultravioleta e infrarrojos ) se supera mediante el uso de observatorios espaciales. Dado que la luz azul está mucho más atenuada que la luz roja , la extinción hace que los objetos parezcan más rojos de lo esperado, un fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar. [5]
Enrojecimiento interestelar
En astronomía , el enrojecimiento interestelar es un fenómeno asociado con la extinción interestelar donde el espectro de radiación electromagnética de una fuente de radiación cambia las características de las que emitió originalmente el objeto . El enrojecimiento se produce debido a que la luz se dispersa del polvo y otras materias en el medio interestelar . El enrojecimiento interestelar es un fenómeno diferente del desplazamiento al rojo , que son los cambios de frecuencia proporcionales de los espectros sin distorsión. El enrojecimiento elimina preferentemente los fotones de longitud de onda más corta de un espectro irradiado, dejando atrás los fotones de longitud de onda más larga (en el óptico , la luz más roja ), dejando las líneas espectroscópicas sin cambios.
En la mayoría de los sistemas fotométricos se utilizan filtros (bandas de paso) a partir de los cuales las lecturas de la magnitud de la luz pueden tener en cuenta la latitud y la humedad entre los factores terrestres. El enrojecimiento interestelar equivale al "exceso de color", definido como la diferencia entre el índice de color observado de un objeto y su índice de color intrínseco (a veces denominado índice de color normal). Este último es el valor teórico que tendría si no se viera afectado por la extinción. En el primer sistema, el sistema fotométrico UBV ideado en la década de 1950 y sus sucesores más estrechamente relacionados, el exceso de color del objetoestá relacionado con el color B − V del objeto (azul calibrado menos calibrado visible) por:
Para una estrella de secuencia principal de tipo A0 (estos tienen una longitud de onda media y calor entre la secuencia principal), los índices de color se calibran en 0 en función de una lectura intrínseca de dicha estrella (± exactamente 0,02 dependiendo de qué punto espectral, es decir, banda de paso precisa dentro de el nombre abreviado del color está en cuestión, consulte el índice de colores ). A continuación, se comparan por sustracción al menos dos y hasta cinco bandas de paso medidas en magnitud: U, B, V, I o R, durante las cuales se calcula y se deduce el exceso de color de la extinción. El nombre de los cuatro subíndices (R menos I, etc.) y el orden de la resta de magnitudes recalibradas es de derecha a izquierda inmediata dentro de esta secuencia.
Características generales
El enrojecimiento interestelar se produce porque el polvo interestelar absorbe y dispersa las ondas de luz azul más que las ondas de luz roja, lo que hace que las estrellas parezcan más rojas de lo que son. Esto es similar al efecto que se observa cuando las partículas de polvo en la atmósfera de la Tierra contribuyen a las puestas de sol rojas. [6]
En términos generales, la extinción interestelar es más fuerte en longitudes de onda cortas, generalmente observada mediante el uso de técnicas de espectroscopía . La extinción da como resultado un cambio en la forma de un espectro observado. Superpuestas a esta forma general hay características de absorción (bandas de longitud de onda donde se reduce la intensidad) que tienen una variedad de orígenes y pueden dar pistas sobre la composición química del material interestelar, por ejemplo , granos de polvo . Las características de absorción conocidas incluyen la protuberancia de 2175 Å , las bandas interestelares difusas , la característica de hielo de agua de 3,1 μm y las características de silicato de 10 y 18 μm .
En el vecindario solar, la tasa de extinción interestelar en la banda V de Johnson-Cousins (filtro visual) promediada a una longitud de onda de 540 nm se toma generalmente como 0.7-1.0 mag / kpc, simplemente un promedio debido a la aglomeración de interestelar polvo. [7] [8] [9] En general, sin embargo, esto significa que una estrella verá su brillo reducido en aproximadamente un factor de 2 en la banda V vista desde un buen punto de vista del cielo nocturno en la Tierra por cada kiloparsec (3260 años luz) está más lejos de nosotros.
La cantidad de extinción puede ser significativamente mayor en direcciones específicas. Por ejemplo, algunas regiones del Centro Galáctico están inundadas con obvio polvo oscuro intermedio de nuestro brazo espiral (y quizás otros) y ellos mismos en un bulto de materia densa, causando hasta más de 30 magnitudes de extinción en el óptico, lo que significa que menos de 1 fotón óptico en 10 12 pasa a través. [10] Esto da como resultado la llamada zona de evitación , donde nuestra visión del cielo extragaláctico se ve severamente obstaculizada, y las galaxias de fondo, como Dwingeloo 1 , solo se descubrieron recientemente a través de observaciones en radio e infrarrojos .
La forma general de la curva de extinción del ultravioleta al infrarrojo cercano (0,125 a 3,5 μm) (que representa la extinción en magnitud contra la longitud de onda, a menudo invertida) mirando desde nuestro punto de vista a otros objetos en la Vía Láctea , está bastante bien caracterizada por la posición: solo parámetro de visibilidad relativa (de dicha luz visible) R (V) (que es diferente a lo largo de diferentes líneas de visión), [11] [12] pero hay desviaciones conocidas de esta caracterización. [13] Es difícil extender la ley de extinción al rango de longitud de onda del infrarrojo medio debido a la falta de objetivos adecuados y diversas contribuciones de las características de absorción. [14]
R (V) compara extinciones agregadas y particulares. Es A (V) / E (B − V) . Reiterado, es la extinción total, A (V) dividida por la extinción total selectiva (A (B) −A (V)) de esas dos longitudes de onda (bandas). A (B) y A (V) son la extinción total en las bandas de filtro B y V. Otra medida utilizada en la literatura es la extinción absoluta A (λ) / A (V) en la longitud de onda λ, comparando la extinción total en esa longitud de onda con la de la banda V.
Se sabe que R (V) está correlacionado con el tamaño medio de los granos de polvo que provocan la extinción. Para nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, el valor típico de R (V) es 3,1, [15] pero se encuentra que varía considerablemente a través de diferentes líneas de visión. [16] Como resultado, cuando se calculan las distancias cósmicas, puede ser ventajoso pasar a los datos de las estrellas desde el infrarrojo cercano (cuyo filtro o banda de paso Ks es bastante estándar) donde las variaciones y la cantidad de extinción son significativamente menores, y similares. proporciones en cuanto a R (Ks): [17] 0,49 ± 0,02 y 0,528 ± 0,015 se encontraron respectivamente por grupos independientes. [16] [18] Estos dos hallazgos más modernos difieren sustancialmente en relación con el valor histórico comúnmente referenciado ≈0.7. [11]
La relación entre la extinción total, A (V) (medida en magnitudes ), y la columna de densidad de la columna de átomos de hidrógeno neutros , N H (generalmente medida en cm -2 ), muestra cómo se relacionan el gas y el polvo en el medio interestelar. . A partir de estudios que utilizan espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos de dispersión de rayos X en la Vía Láctea, Predehl y Schmitt [19] encontraron que la relación entre N H y A (V) es aproximadamente:
(ver también: [20] [21] [22] ).
Los astrónomos han determinado la distribución tridimensional de la extinción en el "círculo solar" (nuestra región de nuestra galaxia ), utilizando observaciones estelares visibles e infrarrojas cercanas y un modelo de distribución de estrellas. [23] [24] El polvo que causa la extinción se encuentra principalmente a lo largo de los brazos espirales , como se observa en otras galaxias espirales .
Midiendo la extinción hacia un objeto
Para medir la curva de extinción de una estrella , el espectro de la estrella se compara con el espectro observado de una estrella similar que se sabe que no se ve afectada por la extinción (sin enrojecer). [25] También es posible utilizar un espectro teórico en lugar del espectro observado para la comparación, pero esto es menos común. En el caso de las nebulosas de emisión , es común observar la relación de dos líneas de emisión que no deberían verse afectadas por la temperatura y la densidad en la nebulosa. Por ejemplo, la relación de emisión de hidrógeno alfa a hidrógeno beta es siempre alrededor de 2,85 en una amplia gama de condiciones que prevalecen en las nebulosas. Por tanto, una relación distinta de 2,85 debe deberse a la extinción y, por tanto, se puede calcular la magnitud de la extinción.
La función 2175-angstrom
Una característica destacada en las curvas de extinción medidas de muchos objetos dentro de la Vía Láctea es una amplia "protuberancia" de aproximadamente 2175 Å , muy dentro de la región ultravioleta del espectro electromagnético . Esta característica se observó por primera vez en la década de 1960, [26] [27] pero su origen aún no se comprende bien. Se han presentado varios modelos para dar cuenta de esta protuberancia que incluyen granos de grafito con una mezcla de moléculas de PAH . Las investigaciones de granos interestelares incrustados en partículas de polvo interplanetario (IDP) observaron esta característica e identificaron al portador con carbono orgánico y silicatos amorfos presentes en los granos. [28]
Curvas de extinción de otras galaxias
La forma de la curva de extinción estándar depende de la composición del ISM, que varía de una galaxia a otra. En el Grupo Local , las curvas de extinción mejor determinadas son las de la Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la Gran Nube de Magallanes (LMC).
En el LMC, hay una variación significativa en las características de la extinción ultravioleta con un golpe de 2175 Å más débil y una extinción de UV lejano más fuerte en la región asociada con la supercapa LMC2 (cerca de la región de estallido estelar de 30 Doradus) que la observada en otras partes del LMC y en la Vía Láctea. [30] [31] En el SMC, se observa una variación más extrema sin 2175 Å y una extinción ultravioleta muy fuerte en la barra de formación de estrellas y una extinción ultravioleta bastante normal vista en el ala más inactiva. [32] [33] [34]
Esto da pistas sobre la composición del ISM en las distintas galaxias. Anteriormente, se pensaba que las diferentes curvas de extinción promedio en la Vía Láctea, LMC y SMC eran el resultado de las diferentes metalicidades de las tres galaxias: la metalicidad de la LMC es aproximadamente el 40% de la de la Vía Láctea , mientras que la SMC es aproximadamente 10%. Encontrar curvas de extinción en LMC y SMC que sean similares a las encontradas en la Vía Láctea [29] y encontrar curvas de extinción en la Vía Láctea que se parezcan más a las encontradas en la supercapa LMC2 de LMC [35] y en SMC Bar [36] ha dado lugar a una nueva interpretación. Las variaciones en las curvas observadas en las Nubes de Magallanes y la Vía Láctea pueden ser causadas por el procesamiento de los granos de polvo por la formación de estrellas cercanas. Esta interpretación está respaldada por el trabajo en galaxias de explosión estelar (que están experimentando episodios intensos de formación de estrellas) en las que su polvo carece del bulto de 2175 Å. [37] [38]
Extinción atmosférica
La extinción atmosférica le da al Sol naciente o poniente un tono anaranjado y varía con la ubicación y la altitud . Los observatorios astronómicos generalmente pueden caracterizar la curva de extinción local con mucha precisión, para permitir que las observaciones se corrijan por el efecto. Sin embargo, la atmósfera es completamente opaca a muchas longitudes de onda que requieren el uso de satélites para realizar observaciones.
Esta extinción tiene tres componentes principales: dispersión de Rayleigh por moléculas de aire, dispersión por partículas y absorción molecular . La absorción molecular a menudo se denomina absorción telúrica , ya que es causada por la Tierra ( telúrico es sinónimo de terrestre ). Las fuentes más importantes de absorción telúrica son el oxígeno molecular y el ozono , que absorben fuertemente la radiación cercana al ultravioleta , y el agua , que absorbe fuertemente el infrarrojo .
La cantidad de tal extinción es más baja en el cenit del observador y más alta cerca del horizonte . Una estrella dada, preferiblemente en oposición solar, alcanza su mayor altitud celeste y el tiempo óptimo de observación cuando la estrella está cerca del meridiano local alrededor de la medianoche solar y si la estrella tiene una declinación favorable (es decir, similar a la latitud del observador ); por lo tanto, el tiempo estacional debido a la inclinación axial es clave. La extinción se calcula multiplicando la curva de extinción atmosférica estándar (representada frente a cada longitud de onda) por la masa de aire media calculada durante la duración de la observación. Una atmósfera seca reduce significativamente la extinción de infrarrojos.
Referencias
- ^ Trumpler, RJ (1930). "Resultados preliminares sobre las distancias, dimensiones y distribución espacial de cúmulos estelares abiertos" . Boletín del Observatorio Lick . 14 (420): 154–188. Código Bibliográfico : 1930LicOB..14..154T . doi : 10.5479 / ADS / bib / 1930LicOB.14.154T .
- ^ Karttunen, Hannu (2003). Astronomía fundamental . Biblioteca en línea de Física y Astronomía . Saltador. pag. 289. ISBN 978-3-540-00179-9.
- ^ Struve, FGW 1847, San Petersburgo: Sugerencia. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p .; en 8 .; DCCC.4.211 [1]
- ^ Whittet, Douglas CB (2003). Polvo en el medio galáctico . Serie de Astronomía y Astrofísica (2ª ed.). Prensa CRC. pag. 10. ISBN 978-0750306249.
- ^ Ver Binney y Merrifeld, Sección 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Carroll y Ostlie, Sección 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ) y Kutner (2003, ISBN 978-0-521-52927-3 ) para aplicaciones en astronomía.
- ^ "Enrojecimiento interestelar, extinción y puestas de sol rojas" . Astro.virginia.edu. 2002-04-22 . Consultado el 14 de julio de 2017 .
- ^ Gottlieb, DM; Upson, WL (1969). "Enrojecimiento interestelar local". Revista astrofísica . 157 : 611. Código Bibliográfico : 1969ApJ ... 157..611G . doi : 10.1086 / 150101 .
- ^ Milne, DK; Aller, LH (1980). "Un modelo medio para la absorción galáctica". Revista astrofísica . 85 : 17-21. Código Bibliográfico : 1980AJ ..... 85 ... 17M . doi : 10.1086 / 112628 .
- ^ Lynga, G. (1982). "Cúmulos abiertos en nuestra galaxia". Astronomía y Astrofísica . 109 : 213-222. Bibcode : 1982A y A ... 109..213L .
- ^ Schlegel, David J .; Finkbeiner, Douglas P ; Davis, Marc (1998). "Mapas de emisión de polvo infrarrojo para su uso en la estimación de enrojecimiento y primeros planos de radiación de fondo de microondas cósmico". Revista astrofísica . 500 (2): 525–553. arXiv : astro-ph / 9710327 . Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 500..525S . doi : 10.1086 / 305772 .
- ^ a b Cardelli, Jason A .; Clayton, Geoffrey C .; Mathis, John S. (1989). "La relación entre extinción infrarroja, óptica y ultravioleta". Revista astrofísica . 345 : 245-256. Código bibliográfico : 1989ApJ ... 345..245C . doi : 10.1086 / 167900 .
- ^ Valencic, Lynne A .; Clayton, Geoffrey C .; Gordon, Karl D. (2004). "Propiedades de extinción ultravioleta en la Vía Láctea". Revista astrofísica . 616 (2): 912–924. arXiv : astro-ph / 0408409 . Código bibliográfico : 2004ApJ ... 616..912V . doi : 10.1086 / 424922 . S2CID 119330502 .
- ^ Mathis, John S .; Cardelli, Jason A. (1992). "Desviaciones de las extinciones interestelares de la ley de extinción media dependiente de R". Revista astrofísica . 398 : 610–620. Código Bibliográfico : 1992ApJ ... 398..610M . doi : 10.1086 / 171886 .
- ^ TK Fritz ; S. Gillessen ; K. Dodds-Eden ; D. Lutz ; R. Genzel ; W. Raab ; T. Ott ; O. Pfuhl ; F. Eisenhauer y F. Yusuf-Zadeh (2011). "Extinción infrarroja derivada de línea hacia el centro galáctico". El diario astrofísico . 737 (2): 73. arXiv : 1105.2822 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 737 ... 73F . doi : 10.1088 / 0004-637X / 737/2/73 . S2CID 118919927 .Mantenimiento de CS1: utiliza el parámetro de autores ( enlace )
- ^ Schultz, GV ; Wiemer, W. (1975). "Enrojecimiento interestelar y exceso de IR de estrellas O y B". Astronomía y Astrofísica . 43 : 133-139. Bibcode : 1975A & A .... 43..133S .
- ^ a b Majaess, Daniel ; David Turner ; Istvan Dekany ; Dante Minniti ; Wolfgang Gieren (2016). "Limitar las propiedades de extinción del polvo a través de la encuesta VVV". Astronomía y Astrofísica . 593 : A124. arXiv : 1607.08623 . Bibcode : 2016A y A ... 593A.124M . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201628763 . S2CID 54218060 .
- ^ R (Ks) es, matemáticamente igualmente, A (Ks) / E (J − Ks)
- ^ Nishyiama, Shogo ; Motohide Tamura ; Hirofumi Hatano ; Daisuke Kato ; Toshihiko Tanabe ; Koji Sugitani ; Tetsuya Nagata (2009). "Ley de extinción interestelar hacia el centro galáctico III: bandas J, H, KS en los sistemas 2MASS y MKO, y 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 μm en el sistema Spitzer / IRAC". El diario astrofísico . 696 (2): 1407–1417. arXiv : 0902.3095 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 696.1407N . doi : 10.1088 / 0004-637X / 696/2/1407 . S2CID 119205751 .
- ^ Predehl, P .; Schmitt, JHMM (1995). "Rayos X del medio interestelar: observaciones ROSAT de halos de dispersión de polvo". Astronomía y Astrofísica . 293 : 889–905. Bibcode : 1995A y A ... 293..889P .
- ^ Bohlin, Ralph C .; Blair D. Savage ; JF Drake (1978). "Un estudio de HI interestelar a partir de mediciones de absorción L-alfa. II". Revista astrofísica . 224 : 132-142. Código bibliográfico : 1978ApJ ... 224..132B . doi : 10.1086 / 156357 .
- ^ Diplas, Athanassios ; Blair D. Savage (1994). "Una encuesta IUE de absorción alfa interestelar HI LY. 2: Interpretaciones". Revista astrofísica . 427 : 274-287. Código Bibliográfico : 1994ApJ ... 427..274D . doi : 10.1086 / 174139 .
- ^ Güver, Tolga ; Özel, Feryal (2009). "La relación entre la extinción óptica y la densidad de la columna de hidrógeno en la Galaxia". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 400 (4): 2050-2053. arXiv : 0903.2057 . Código bibliográfico : 2009MNRAS.400.2050G . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15598.x .
- ^ Marshall, Douglas J .; Robin, AC; Reylé, C .; Schultheis, M .; Picaud, S. (julio de 2006). "Modelado de la distribución de extinción interestelar galáctica en tres dimensiones". Astronomía y Astrofísica . 453 (2): 635–651. arXiv : astro-ph / 0604427 . Bibcode : 2006A & A ... 453..635M . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20053842 . S2CID 16845046 .
- ^ Robin, Annie C .; Reylé, C .; Derrière, S .; Picaud, S. (octubre de 2003). "Una visión sintética sobre la estructura y evolución de la Vía Láctea". Astronomía y Astrofísica . 409 (2): 523–540. arXiv : astro-ph / 0401052 . Bibcode : 2003A & A ... 409..523R . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20031117 .
- ^ Cardelli, Jason A .; Sembach, Kenneth R .; Mathis, John S. (1992). "La evaluación cuantitativa de la extinción UV derivada de datos IUE de gigantes y supergigantes". Revista astronómica . 104 (5): 1916-1929. Código bibliográfico : 1992AJ .... 104.1916C . doi : 10.1086 / 116367 . ISSN 0004-6256 .
- ^ Stecher, Theodore P. (1965). "Extinción interestelar en el ultravioleta". Revista astrofísica . 142 : 1683. Código Bibliográfico : 1965ApJ ... 142.1683S . doi : 10.1086 / 148462 .
- ^ Stecher, Theodore P. (1969). "Extinción interestelar en el ultravioleta. II". Revista astrofísica . 157 : L125. Código Bibliográfico : 1969ApJ ... 157L.125S . doi : 10.1086 / 180400 .
- ^ Bradley, John; Dai, ZR; et al. (2005). "Una característica astronómica de 2175 Å en partículas de polvo interplanetario". Ciencia . 307 (5707): 244–247. Código bibliográfico : 2005Sci ... 307..244B . doi : 10.1126 / science.1106717 . PMID 15653501 . S2CID 96858465 .
- ^ a b Gordon, Karl D .; Geoffrey C. Clayton ; Karl A. Misselt ; Arlo U. Landolt ; Michael J. Wolff (2003). "Una comparación cuantitativa de la pequeña nube de Magallanes, la gran nube de Magallanes y las curvas de extinción de ultravioleta a infrarrojo cercano de la Vía Láctea". Revista astrofísica . 594 (1): 279-293. arXiv : astro-ph / 0305257 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 594..279G . doi : 10.1086 / 376774 .
- ^ Fitzpatrick, Edward L. (1986). "Una curva de extinción interestelar promedio para la Gran Nube de Magallanes". Revista astronómica . 92 : 1068–1073. Código Bibliográfico : 1986AJ ..... 92.1068F . doi : 10.1086 / 114237 .
- ^ Misselt, Karl A .; Geoffrey C. Clayton ; Karl D. Gordon (1999). "Un reanálisis de la extinción ultravioleta del polvo interestelar en la gran nube de Magallanes". Revista astrofísica . 515 (1): 128-139. arXiv : astro-ph / 9811036 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 515..128M . doi : 10.1086 / 307010 . S2CID 14175478 .
- ^ Lequeux, J .; Maurice, E .; Prevot-Burnichon, ML ; Prevot, L .; Rocca-Volmerange, B. (1982). "SK 143 - una estrella SMC con una extinción interestelar ultravioleta de tipo galáctico". Astronomía y Astrofísica . 113 : L15 – L17. Bibcode : 1982A & A ... 113L..15L .
- ^ Prevot, ML ; Lequeux, J .; Prevot, L .; Maurice, E .; Rocca-Volmerange, B. (1984). "La típica extinción interestelar en la Pequeña Nube de Magallanes". Astronomía y Astrofísica . 132 : 389–392. Bibcode : 1984A y A ... 132..389P .
- ^ Gordon, Karl D .; Geoffrey C. Clayton (1998). "Extinción de polvo tipo Starburst en la pequeña nube de Magallanes". Revista astrofísica . 500 (2): 816–824. arXiv : astro-ph / 9802003 . Código bibliográfico : 1998ApJ ... 500..816G . doi : 10.1086 / 305774 . S2CID 18090417 .
- ^ Clayton, Geoffrey C .; Karl D. Gordon ; Michael J. Wolff (2000). "Polvo interestelar tipo nube de Magallanes a lo largo de líneas de visión de baja densidad en la galaxia". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 129 (1): 147-157. arXiv : astro-ph / 0003285 . Código Bibliográfico : 2000ApJS..129..147C . doi : 10.1086 / 313419 . S2CID 11205416 .
- ^ Valencic, Lynne A .; Geoffrey C. Clayton ; Karl D. Gordon ; Tracy L. Smith (2003). "Polvo interestelar tipo nube de Magallanes pequeña en la Vía Láctea". Revista astrofísica . 598 (1): 369–374. arXiv : astro-ph / 0308060 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 598..369V . doi : 10.1086 / 378802 .
- ^ Calzetti, Daniela ; Anne L. Kinney ; Thaisa Storchi-Bergmann (1994). "Extinción de polvo de los continuos estelares en galaxias starburst: la ley de extinción ultravioleta y óptica". Revista astrofísica . 429 : 582–601. Código bibliográfico : 1994ApJ ... 429..582C . doi : 10.1086 / 174346 . hdl : 10183/108843 .
- ^ Gordon, Karl D .; Daniela Calzetti ; Adolf N. Witt (1997). "Polvo en galaxias Starburst". Revista astrofísica . 487 (2): 625–635. arXiv : astro-ph / 9705043 . Bibcode : 1997ApJ ... 487..625G . doi : 10.1086 / 304654 . S2CID 2055629 .
Otras lecturas
- Binney, J. y Merrifield, M. (1998). Astronomía galáctica . Princeton: Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0-691-00402-0.
- Howarth, ID (1983). "LMC y extinción galáctica" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 203 (2): 301-304. Código bibliográfico : 1983MNRAS.203..301H . doi : 10.1093 / mnras / 203.2.301 .
- King, DL (1985). "Extinción atmosférica en el Observatorio Roque de los Muchachos, La Palma". Nota Técnica RGO / La Palma . 31 .
- McCall, ML (2004). "Sobre la determinación de la extinción por enrojecimiento". El diario astronómico . 128 : 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
- Rouleau, F .; Henning, T .; Stognienko, R. (1997). "Restricciones en las propiedades del portador de características interestelares 2175Å". Astronomía y Astrofísica . 322 : 633–645. arXiv : astro-ph / 9611203 . Bibcode : 1997A & A ... 322..633R .