Sönme (astronomi)

Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini (absorbasyonunu) anlatmak için kullanılır. Yıldızlararası sönümleme Robert Julius Trumpler tarafından 1930 yılında tanındı. Ancak, etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin tarafından 1847 yılında belirtilmiştir. Ve bu yıldızların renkleri üzerindeki etkisi, onu galaktik tozun genel varlığı ile irtibatlamamış bazı kişilerce gözlemlenmiştir. Samanyolu'nun düzlemine yakın uzanan yıldızlar dünyanın birkaç bin parseki içinde olup V bandındaki tükenme kiloparsec başına 1,8 büyüklüğündedir.

Dünyadaki gözlemciler için, sönme hem yıldızlararası ortamda (ISM) hem de Dünya’nın atmosferinden doğar; ayrıca, gözlemlenen bir nesnenin etrafını çevreleyen tozdan da ortaya çıkabilir. (Örneğin, X-ışını, mor ötesi ve kızıl ötesi gibi) bazı dalga boyu bölgelerinde güçlü atmosferik sönme uzay temelli gözlemlerin kullanılmasını gerekli kılmaktadır. Mavi ışık kırmızı ışıktan çok daha fazla güçle zayıflatılmış olduğundan sönme, nesneleri beklenenden daha kırmızı görünmesine neden olmakta ve bu görüngü de yıldızlararası kızarma (kırmızılaşma) olarak anılmaktadır.

Genel özellikler

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 galaktik merkezin bazı bölgelerindeki sönme, optikaldeki sönmeden 30 manyetütten fazla olmaktadır. Bu da 1012 üzerinden bir optikal fotondan daha az oranda nüfuz ettiği anlamına gelmektedir. Bu durum ekstra-galaktik gökyüzü görünümümüzün ciddi bir şekilde engellendiği “kaçınma bölgesi” olarak adlandırılan bölgede olur ve Dwingeloo 1 gibi arka plan galaksiler, sadece radyo ve kızılötesi gözlemler yoluyla son zamanlarda keşfedilmiştir.

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) galakside farklı görüntü çizgileri boyunca farklılık göstermekle beraber bu yegâne karakterizasyon parametresinden gelen bilinen sapmalar da bulunmaktadır. Sönme yasasının, orta kızılötesi dalga boyu aralığı içine doğru gelişme göstermesi, absorbasyon özelliklerinden kaynaklanan farklı katkıların ve uygun hedeflerin yetersizliğinden dolayı zor görünmektedir.

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.

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 spektroskopisi kullanarak ortaya konulan bilimsel çalışmalarda Predehl ve Schmitt, NH ve A(V) arasındaki bağı yaklaşık olarak bulmuşlardır.

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

Astronomlar; çıplak gözle ve yakın kızılötesi yıldız gözlemleri yoluyla ve galaksideki yıldızların dağılımının bir modelini kullanarak kendi galaksimizin güneş sisteminde sönmenin üç boyutlu bir dağılımı saptamışlardır. Diğer sarmal gökadalar gözlendiği gibi sönmeye neden oluşturan tozlar, spiral kollar boyunca uzanmaktadır.

Bir nesneye doğru sönmenin ölçümlenmesi

Bir yıldızın sönme eğrisinin ölçümlenmesi için, yıldızın spektrumu (kırmızılaşmamış) sönme tarafından henüz etkilenmemiş bilinen benzer yıldızların gözlemlenen spektrumu ile mukayese edilir. Mukayese için gözlemlenen spektrum yerine teorik spektrumun da kullanılması mümkündür, fakat bu daha az yaygındır. Emisyon nebulası durumunda, nebuladaki yoğunluk ve ısı tarafından etkilenmemesi gereken iki emisyon çizgisine bakmak daha yaygındır. Örneğin, hidrojen beta emisyonuna hidrojen alfa oranı, nebulada hâkim bulunan geniş orandaki koşulların altında olup her daim 2.58 oranındadır. 2,85 dışında bir oranı dolayısıyla sönme nedeniyle olmalıdır ve tükenme miktarı bu şekilde hesaplanabilir.

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 karbonlu taşıyıcıları belirlemiştir.

Diğer galaksilerin Sönme eğrileri

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 bulutlarıdır(SMC) .

Büyük Macellan Bulutunda; Samanyolu’nun ve Büyük Macellan Bulutu'nun (LMC) herhangi bir yerinde görünenden daha güçlü, (Doratus yıldız yağmuru bölgesine yakın) LMC2 supershell ile bağlantılı bölgede uzak-ultraviyole sönmesi ve daha zayıf bir 2175 Å yumrulu ultraviyole sönmesi karakteristiği gösteren önemli varyasyon bulunmaktadır. Küçük Macellan Bulutunda; yıldız oluşumunda çok güçlü uzak UV sönmesinin ve 2175 Å olmadığı daha aşırı bir varyasyon görülürken oldukça hareketsiz Wing’de ise daha normal ultraviyole sönmesi görülür.

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.

Atmosferik sönme

Atmosferik sönme konumu ve rakıma göre değişir. Astronomik gözlemevleri, etkili ve doğru gözlemleri mümkün kılmak için genelde çok doğru bir şekilde yerel sönme eğrisini karakterize edebiliyorlar. Bununla birlikte, atmosfer; gözlemleri yapmak için uyduların kullanılmasını gerektiren birçok dalga boylarına tamamıyla açık değildir.

Atmosferik söndürmenin üç ana bileşeni vardır: hava molekülleri tarafından Rayleigh saçılması, aerosoller tarafından saçılma ve moleküler emilimi. Moleküler emme, buna Dünya’ya neden olduğu dolayı ("tellürik" "karasal" ile eş anlamlıdır).genellikle 'tellürik emme' olarak adlandırılır. Tellürik emmenin en önemli kaynakları yakın ultraviyole, su kızıl ötesinde güçlü bir şekilde emilen moleküler oksijen ve ozon’durlar.

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.

Yıldızlararası kırmızılaşma

Astronomide yıldızlararası kırmızılaşma yıldızlararası sönme ile ilgili bir fenomen olup bu yıldızlararası sönmede bir radyasyon kaynağından ileri gelen elektromanyetik radyasyon, özellikle objenin yaydığı radyasyondan kaynaklanan karakteristikleri değiştiriyor. Kırmızılaşma yıldızlararası ortamdaki toz ve diğer maddelerin açığına vuran ışık saçılması nedeniyle oluşur. Yıldızlararası kırmızılaşma kırmızıya kaymadan kaynaklanan farklı bir fenomendir. Kırmızıya kayma, bozulma olmadan spektrumların orantılı frekans kaymalarıdır. Kırmızılaşma, özellikle değişmeden spektroskopik çizgiler bırakarak (daha kırmızı olan optikal ışıkta) daha uzun dalga boyu fotonları geride bırakarak, bir yayılan spektrumdan gelen kısa dalga boylu fotonları hareket ettirir. Herhangi fotometrik sistemde yıldızlararası kırmızılaşma renk fazlalığı ile tarif edilebilir. Bu durum bir nesnenin gözlenen renk indeksi ve (bazen normal renk indeksi olarak ifade edilir) kendi içsel renk indeksi arasındaki fark olarak tanımlanır. Bir nesnenin iç renk endeksi, sönmeden etkilenmemesi durumunda ortaya çıkacak olan teorik renk endeksi olur. UBV fotometrik sisteminde renk artışı, $E_{B-V}$ B-V renk (colour) ile ilgilidir. Ki bu da,

$E_{B-V}=(B-V)_{\text{observed}}-(B-V)_{\text{intrinsic}}\,$