विलोपन (खगोल विज्ञान): Difference between revisions

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[[File:The dark nebula LDN 483.jpg|thumb|upright=1.5|[[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।<ref>
[[File:The dark nebula LDN 483.jpg|thumb|upright=1.5|[[डार्क नेबुला]] के कारण दृश्य प्रकाश विलुप्त होने का चरम उदाहरण]][[खगोल]] विज्ञान में, '''विलोपन उत्सर्जक''' [[खगोलीय वस्तु]] और [[अवलोकन]] के बीच धूल और गैस द्वारा [[विद्युत चुम्बकीय विकिरण]] का [[अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)]] करने वाले प्रकाश प्रकीर्णन है। इसके अनुसार इंटरस्टेलर विलुप्त होने की प्रक्रिया को सर्वप्रथम 1930 में [[रॉबर्ट जूलियस ट्रम्पलर]] द्वारा प्रलेखित किया गया था।<ref>
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| isbn=978-3-540-00179-9}}</ref> हालाँकि, इसके प्रभावों को 1847 में [[फ्रेडरिक जॉर्ज विल्हेम वॉन स्ट्रुवे]] द्वारा नोट किया गया था,<ref>Struve, F. G. W. 1847, St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1847edas.book.....S]</ref> 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।<ref>
| isbn=978-3-540-00179-9}}</ref> चूंकि इसके प्रभावों को 1847 में [[फ्रेडरिक जॉर्ज विल्हेम वॉन स्ट्रुवे]] द्वारा निर्देशित किया गया था,<ref>Struve, F. G. W. 1847, St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211 [http://adsabs.harvard.edu/abs/1847edas.book.....S]</ref> 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 |आकाशगंगा]] के समतल स्थित में हैं और पृथ्वी के कुछ [[पारसेक]] दूरी के भीतर हैं, उन्हें मुख्य रूप से आवृत्तियों के आधार पर [[दृश्य बैंड]] ([[फोटोमेट्रिक सिस्टम]]) में विलोपन से लगभग 1.8 [[परिमाण (खगोल विज्ञान)]] प्रति किलो पारसेक द्वारा देखा जा सकता है।<ref>
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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।<ref name=basicastronomy>See Binney and Merrifeld, Section 3.7 (1998, {{ISBN|978-0-691-02565-0}}), Carroll and Ostlie, Section 12.1 (2007, {{ISBN|978-0-8053-0402-2}}), and Kutner (2003, {{ISBN|978-0-521-52927-3}}) for applications in astronomy.</ref>
खगोल विज्ञान में भू-आधारित खगोल विज्ञान से जुड़ी प्रयोगशाला या पृथ्वी-बाध्य पर्यवेक्षकों के लिए, विलोपन [[इंटरस्टेलर माध्यम]] (आईएसएम) और पृथ्वी के वायुमंडल दोनों में इसे उत्पन्न किया जाता 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 शक्तिशाली होने के कारण इसकी विलुप्त होने को अंतरिक्ष टेलीस्कोप या अंतरिक्ष-आधारित खगोल प्रयोगशाला 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।<ref name=basicastronomy>See Binney and Merrifeld, Section 3.7 (1998, {{ISBN|978-0-691-02565-0}}), Carroll and Ostlie, Section 12.1 (2007, {{ISBN|978-0-8053-0402-2}}), and Kutner (2003, {{ISBN|978-0-521-52927-3}}) for applications in astronomy.</ref>
 
 
== इंटरस्टेलर रेडिंग ==
== 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।
खगोल विज्ञान में, '''इंटरस्टेलर रेडिंगिंग''' मुख्य रूप से इंटरस्टेलर विलुप्त होने से जुड़ी घटना है, जहां खगोलीय वस्तु से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की [[खगोलीय स्पेक्ट्रोस्कोपी]] उस विशेषता को परिवर्तित कर 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|विसरण]] के कारण रेडिंग होता है। इस प्रकार इंटरस्टेलर रेडिंग [[ लाल शिफ्ट |लाल शिफ्ट]] से अलग घटना है, जो विरूपण के बिना स्पेक्ट्रा की आनुपातिक [[डॉपलर शिफ्ट]] है। रेडिंग मुख्य रूप से कम तरंग दैर्ध्य वाले [[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 <math>E_{B-V}</math> वस्तु के बी-वी रंग से संबंधित है (कैलिब्रेट किया गया नीला माइनस कैलिब्रेटेड दृश्यमान) इसके द्वारा:
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 समान है, जिसे किसी वस्तु के देखे गए रंग सूचकांक और उसके आंतरिक रंग सूचकांक कभी-कभी इसके सामान्य रंग सूचकांक के रूप में संदर्भित करने 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 हैं, इस प्रकार यूबीवी फोटोमेट्रिक प्रणाली और इसके सबसे निकटवर्ती वस्तु के अतिरिक्त रंग <math>E_{B-V}</math> वस्तु के B-V रंग से संबंधित है, इस प्रकार कैलिब्रेट किया गया नीला माइनस कैलिब्रेटेड दृश्यमान हैं, इसके कारण:


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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 सूचकांक]]ों 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।
A0-प्रकार के मुख्य अनुक्रम तारे के लिए मध्य तरंगदैर्घ्य और मुख्य अनुक्रम के बीच ऊष्मा होती है, ऐसे तारे की आंतरिक रीडिंग के आधार पर [[रंग सूचकांक|रंग सूचकांकों]] को 0 पर कैलिब्रेट किया जाता है, जिसके लिए ± बिल्कुल 0.02 किस वर्णक्रमीय बिंदु पर निर्भर करता है, अर्ताथ भीतर सटीक पासबैंड संक्षिप्त रंग का नाम प्रश्न में है इसके लिए रंग सूचकांक को देख सकते हैं। इसके परिमाण में कम से कम दो और अधिकतम पांच मापा पासबैंडों की तुलना घटाव द्वारा की जाती है: इस प्रकार U, B, V, I या आर जिसके समय विलुप्त होने से अधिक रंग की गणना की जाती है और कटौती की जाती है। इस क्रम में चार उप-सूचकांकों को R-  आदि) के नाम और पुनर्गणना किए गए परिमाणों के घटाव का क्रम दाएं से ठीक बाएं होता है।


== सामान्य विशेषताएं ==
== 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)।<ref>{{cite web | url=http://faculty.virginia.edu/skrutskie/ASTR1210/notes/redden.html | title=इंटरस्टेलर रेडिंगिंग, विलुप्त होने और लाल सूर्यास्त| publisher=Astro.virginia.edu | date=2002-04-22 | access-date=2017-07-14}}</ref>
इंटरस्टेलर रेडिंग इसलिए होता है क्योंकि इंटरस्टेलर माध्यम लाल प्रकाश तरंगों की तुलना में नीले प्रकाश तरंगों को अधिक अवशोषित और विसरित होता 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।<ref>{{cite web | url=http://faculty.virginia.edu/skrutskie/ASTR1210/notes/redden.html | title=इंटरस्टेलर रेडिंगिंग, विलुप्त होने और लाल सूर्यास्त| publisher=Astro.virginia.edu | date=2002-04-22 | access-date=2017-07-14}}</ref> इस प्रकार व्यापक रूप से इंटरस्टेलर विलोपन कम तरंग दैर्ध्य पर सबसे मजबूत होता है, सामान्यतः [[स्पेक्ट्रोस्कोपी]] से तकनीकों का उपयोग करके देखा जाता है। इसके विलुप्त होने के परिणामस्वरूप देखे गए स्पेक्ट्रम के आकार में परिवर्तन होता है। इस प्रकार सामान्य आकार पर सुपरिम्पोज्ड अवशोषण विशेषताएं हैं, जिसके आधार पर तरंग दैर्ध्य बैंड जहां तीव्रता कम हो जाती है और इसके अनुसार विभिन्न प्रकार की उत्पत्ति होती है और इंटरस्टेलर सामग्री की रासायनिक संरचना के रूप में प्रमाण दे सकती है, उदाहरण के लिए डस्ट मुख्य रूप से ज्ञात अवशोषण सुविधाओं में 2175 एंगस्ट्रॉम Å बम्प, [[विसरित इंटरस्टेलर बैंड]], 3.1 माइक्रोन वॉटर आइस फ़ीचर, और 10 और 18 माइक्रोन [[सिलिकेट]] फ़ीचर सम्मिलित हैं।
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।<ref>{{Cite journal
[[सौर पड़ोस|सौर]] क्षेत्र में, यूबीवी फोटोमेट्रिक सिस्टम में इंटरस्टेलर विलुप्त होने की दर|जॉनसन-कजिन्स वी-बैंड (विजुअल फिल्टर) का औसत 540 एनएम के तरंग दैर्ध्य पर सामान्यतः 0.7-1.0 मैग/केपीसी-बस औसत के कारण लिया जाता है।<ref>{{Cite journal
   | last = Gottlieb
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}}</ref> 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। .
}}</ref> सामान्यतः इसका अर्थ यह है कि प्रत्येक पारसेक (3,260 प्रकाश वर्ष) के लिए पृथ्वी पर रात्रि में आकाश के सबसे सही बिंदु से देखे जाने वाले वी-बैंड में 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 फोटॉन<sup>12</sup> से गुजरती है।<ref>{{Cite journal
विलोपन की मात्रा विशिष्ट दिशाओं में इससे अधिक हो सकती है। उदाहरण के लिए, [[गांगेय केंद्र]] के कुछ क्षेत्र हमारी सर्पिल भुजा और संभवतः 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<sup>12</sup> में 1 से कम ऑप्टिकल फोटॉन से गुजरती है।<ref>{{Cite journal
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  }}</ref> 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।
  }}</ref> 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]], जिसे वर्तमान समय 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),<ref name="ca89">{{Cite journal
निकट-अवरक्त (0.125 से 3.5 माइक्रोन) विलुप्त होने की अवस्था के माध्यम से पराबैंगनी का सामान्य आकार (तरंग दैर्ध्य के विरुद्ध परिमाण में विलुप्त होने पर विरुद्ध रहती हैं) मिल्की वे में अन्य वस्तुओं पर हमारे सुविधाजनक बिंदु से देखते हुए, स्टैंड द्वारा बहुत अच्छी तरह से विशेषता है- सापेक्ष दृश्यता का अकेला पैरामीटर (ऐसे दृश्य प्रकाश का) R (V) (जो दृष्टि की विभिन्न रेखाओं के साथ अलग है),<ref name="ca89">{{Cite journal
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  }}</ref> लेकिन इस लक्षण वर्णन से ज्ञात विचलन हैं।<ref>{{Cite journal
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}}</ref> 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।<ref>{{Cite journal
}}</ref> इस प्रकार से 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 कठिन होता है।<ref>{{Cite journal
   |author1=[[T. K. Fritz]] |author2=[[S. Gillessen]] |author3=[[K. Dodds-Eden]] |author4=[[D. Lutz]] |author5=[[Reinhard Genzel|R. Genzel]] |author6=[[W. Raab]] |author7=[[T. Ott]] |author8=[[O. Pfuhl]] |author9=[[F. Eisenhauer]] |author10=[[F. Yusuf-Zadeh]] | title = Line Derived Infrared Extinction toward the Galactic Center
   |author1=[[T. K. Fritz]] |author2=[[S. Gillessen]] |author3=[[K. Dodds-Eden]] |author4=[[D. Lutz]] |author5=[[Reinhard Genzel|R. Genzel]] |author6=[[W. Raab]] |author7=[[T. Ott]] |author8=[[O. Pfuhl]] |author9=[[F. Eisenhauer]] |author10=[[F. Yusuf-Zadeh]] | title = Line Derived Infrared Extinction toward the Galactic Center
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आर (वी) कुल और विशेष विलुप्त होने की तुलना करता है। यह है {{math|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) मुख्य रूप से कुल और विशेष विलुप्त होने की तुलना करता है। यह {{math|A(V)/E(B−V)}} हैं जो पुन: स्थापित होने वाले विलोपन को प्रकट करता है, इस प्रकार A(V) को उन दो तरंग दैर्ध्य (बैंड) के चयनात्मक कुल विलोपन (A(B)−A(V)) से विभाजित किया गया है। A(B) और A(V) UBV फोटोमीट्रिक सिस्टम फिल्टर बैंड पर कुल विलुप्त होने वाले हैं। साहित्य में उपयोग किया जाने वाला 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,<ref>{{Cite journal
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,<ref>{{Cite journal
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}}</ref> लेकिन दृष्टि की विभिन्न रेखाओं में काफी भिन्न पाया जाता है।<ref name="ma16">{{Cite journal
}}</ref> अपितु इस प्रकार दृष्टि की विभिन्न रेखाओं में बहुत भिन्न पाया जाता है।<ref name="ma16">{{Cite journal
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  }}</ref> 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):<ref>R(Ks) is, mathematically likewise, A(Ks)/E(J−Ks)</ref> 0.49±0.02 और 0.528±0.015 क्रमशः स्वतंत्र समूहों द्वारा पाए गए।<ref name="ma16" /><ref name="ni09">{{Cite journal
  }}</ref> जिसके परिणामस्वरूप, ब्रह्मांडीय दूरी की गणना करते समय निकट-अवरक्त (जिसमें से फ़िल्टर या पासबैंड केएस बहुत मानक है) से स्टार डेटा पर जाने के लिए लाभप्रद हो सकता है, जहां भिन्नताएं और विलुप्त होने की मात्रा अत्यधिक कम है, और इसी प्रकार के अनुपात R (KAS):<ref>R(Ks) is, mathematically likewise, A(Ks)/E(J−Ks)</ref> 0.49±0.02 और 0.528±0.015 क्रमशः स्वतंत्र समूहों द्वारा पाए गए हैं।<ref name="ma16" /><ref name="ni09">{{Cite journal
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  }}</ref> वे दो और आधुनिक निष्कर्ष सामान्य रूप से संदर्भित ऐतिहासिक मूल्य ≈0.7 के सापेक्ष काफी भिन्न हैं।<ref name="ca89" />
  }}</ref> इस प्रकार दो और आधुनिक निष्कर्ष सामान्य रूप से संदर्भित ऐतिहासिक मूल्य ≈0.7 के सापेक्ष अधिक भिन्न हैं।<ref name="ca89" />


कुल विलुप्त होने के बीच संबंध, ए (वी) (परिमाण (खगोल विज्ञान) में मापा जाता है), और तटस्थ [[हाइड्रोजन]] परमाणुओं के कॉलम घनत्व, एन<sub>H</sub> (आमतौर पर सेमी में मापा जाता है<sup>−2</sup>), 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<ref>{{Cite journal
कुल विलुप्त होने के बीच संबंध, A (V) (परिमाण (खगोल विज्ञान) में मापा जाता है), और तटस्थ [[हाइड्रोजन]] परमाणुओं के कॉलम घनत्व, N<sub>H</sub> (सामान्यतः सेमी में मापा जाता है), 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<ref>{{Cite journal
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}}</ref> N के बीच संबंध पाया<sub>H</sub> और ए (वी) लगभग होने के लिए:
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:<math>\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{atoms}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}</math>
:<math>\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{atoms}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}</math>
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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।<ref>{{Cite journal
खगोलविदों ने दृश्यमान और निकट-अवरक्त तारकीय प्रेक्षणों और तारों के वितरण के मॉडल का उपयोग करके सौर मंडल (मिल्की वे का हमारा क्षेत्र) में विलुप्त होने के त्रि-आयामी वितरण को निर्धारित किया है।<ref>{{Cite journal
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== किसी वस्तु की ओर विलुप्त होने को मापना ==
== 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।<ref>{{Cite journal
किसी तारे के विलुप्त होने की अवस्था को मापने के लिए, तारे के स्पेक्ट्रम की तुलना समान तारे के देखे गए स्पेक्ट्रम से की जाती है, जो विलुप्त होने से प्रभावित नहीं होता है।<ref>{{Cite journal
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  }}</ref> 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 रेखा]]ओं 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।
  }}</ref> इस प्रकार इसकी तुलना के लिए देखे गए स्पेक्ट्रम के बजाय सैद्धांतिक स्पेक्ट्रम का उपयोग करना भी संभव है, अपितु यह मान कम है। इस प्रकार उत्सर्जन नीहारिकाओं की स्थिति में, दो [[उत्सर्जन रेखा]]ओं के अनुपात को देखना सरल बात है जो नीहारिका में [[तापमान]] और [[घनत्व]] से प्रभावित नहीं होनी चाहिए। उदाहरण के लिए, नेबुला में प्रचलित स्थितियों की विस्तृत श्रृंखला के अनुसार [[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 ==
== 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,<ref>{{Cite journal
मिल्की वे के भीतर कई वस्तुओं के विलुप्त होने के वक्रों में प्रमुख विशेषता लगभग 2175 एंगस्ट्रॉम या Å पर व्यापक 'टक्कर' है, जो विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के पराबैंगनी क्षेत्र में है। यह सुविधा पहली बार 1960 के दशक में देखी गई थी,<ref>{{Cite journal
   | author=Stecher, Theodore P.
   | author=Stecher, Theodore P.
   | title=Interstellar Extinction in the Ultraviolet
   | title=Interstellar Extinction in the Ultraviolet
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}}</ref> 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।<ref>{{Cite journal
}}</ref> अपितु 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 सम्मिलित हैं। इस प्रकार इंटरप्लेनेटरी डस्ट पार्टिकल्स (IDP) में एम्बेडेड इंटरस्टेलर ग्रेन की जांच ने इस विशेषता को देखा और अनाज में उपस्थित कार्बनिक कार्बन और अनाकार सिलिकेट्स के साथ वाहक की पहचान की गई हैं।<ref>{{Cite journal
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   | title=An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles
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== अन्य आकाशगंगाओं के विलुप्त होने के वक्र ==
== अन्य आकाशगंगाओं के विलुप्त होने के वक्र ==
[[File:Interstellar extinction ave curves local group.png|thumb|right|MW, LMC2, LMC और SMC बार के लिए औसत विलोपन वक्र दिखाने वाला प्लॉट।<ref name="mw_lmc_smc_comp" />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।
[[File:Interstellar extinction ave curves local group.png|thumb|right|MW, LMC2, LMC और SMC बार के लिए औसत विलोपन वक्र दिखाने वाला प्लॉट।<ref name="mw_lmc_smc_comp" />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। इस प्रकार [[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।<ref>{{Cite journal
LMC में, LMC2 सुपरशेल (30 डोराडस स्टारबर्स्टिंग क्षेत्र के पास) से संयोजित 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।<ref>{{Cite journal
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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।<ref>{{Cite journal
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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<ref name="mw_lmc_smc_comp">{{Cite journal
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<ref name="mw_lmc_smc_comp">{{Cite journal
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  }}</ref> 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>{{Cite journal
  }}</ref> और इस प्रकार मिल्की वे में विलुप्त होने वाले वक्रों का पता लगाना जो LMC के LMC2 सुपरशेल में और SMC बार में पाए जाने वाले वक्रों की तरह अधिक दिखते हैं <ref>{{Cite journal
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  }}</ref> और SMC बार में रेफरी>{{Cite journal
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  }}</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>{{Cite journal
  }}</ref> जिसने इस प्रकार 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 के लिए जो तीव्र स्टार के गठन के लिए इसके इस क्षेत्र से गुजरती हैं, जिसमें इसका मुख्य कार्य समर्थित होता है, जो दर्शाता है कि उनकी धूल में 2175 Å टक्कर की कमी है। <ref>{{Cite journal
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== वायुमंडलीय विलोपन ==
== 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 [[उपग्रह]]ों के उपयोग की आवश्यकता वाले कई तरंग दैर्ध्य के लिए वातावरण पूरी तरह से अपारदर्शी है।
वायुमंडलीय विलोपन [[सूर्योदय]] या [[सूर्यास्त]] सूर्य को नारंगी रंग देता है और स्थान और [[ऊंचाई]] के साथ परिवर्तित होता रहता है। खगोलीय वेधशाला सामान्यतः 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 इस प्रकार के अवलोकन को करने के लिए [[उपग्रह]] के उपयोग की आवश्यकता वाले कई तरंग दैर्ध्य के लिए वातावरण पूर्ण रूप 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 विलुप्त होने के तीन मुख्य घटक हैं: हवा के अणुओं द्वारा [[रेले स्कैटरिंग]], [[ विविक्त |विविक्त]] द्वारा कणों द्वारा प्रकाश स्कैटरिंग, और आणविक अवशोषण जो मुख्य रूप से विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उदाहरण हैं। आणविक अवशोषण को अक्सर [[टेल्यूरिक संदूषण]] के रूप में संदर्भित किया जाता है, क्योंकि इस प्रकार यह पृथ्वी के कारण होता है (टेल्यूरिक स्थलीय का पर्याय है)। इस प्रकार 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।
इस तरह के विलुप्त होने की मात्रा पर्यवेक्षक के चरम पर सबसे कम और [[क्षितिज]] के पास सबसे अधिक है। इस प्रकार के प्राप्त होने वाले तारे को 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 इस प्रकार यदि तारे का अनुकूल [[झुकाव]] होता है, जो इस प्रकार की[[ धरती ]] के लिए उपयुक्त पर्यवेक्षक के [[अक्षांश]] के समा [[अक्षीय झुकाव]] के कारण मौसमी समय के लिए महत्वपूर्ण है। इस प्रकार अवलोकन की अवधि में गणना की गई औसत [[वायु द्रव्यमान (खगोल विज्ञान)]] द्वारा मानक वायुमंडलीय विलुप्त होने के लिए उपयुक्त वक्र जो प्रत्येक तरंग दैर्ध्य के विरुद्ध उपयोग की गई हैं, जिसको गुणा करके विलुप्त होने का अनुमान लगाया गया है। इस प्रकार के शुष्क वातावरण इन्फ्रारेड विलोपन को बहुत कम कर देता है।


==संदर्भ==
==संदर्भ==
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*McCall, M. L. (2004). "On Determining Extinction from Reddening". ''The Astronomical Journal''. '''128''': 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
*McCall, M. L. (2004). "On Determining Extinction from Reddening". ''The Astronomical Journal''. '''128''': 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
*{{Cite journal|last1=Rouleau |first1=F. |last2=Henning |first2=T. |last3=Stognienko |first3=R. |date=1997 |title=Constraints on the properties of the 2175Å interstellar feature carrier |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=322 |pages=633–645 |arxiv=astro-ph/9611203 |bibcode=1997A&A...322..633R }}
*{{Cite journal|last1=Rouleau |first1=F. |last2=Henning |first2=T. |last3=Stognienko |first3=R. |date=1997 |title=Constraints on the properties of the 2175Å interstellar feature carrier |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=322 |pages=633–645 |arxiv=astro-ph/9611203 |bibcode=1997A&A...322..633R }}
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Latest revision as of 10:12, 1 July 2023

For other uses, see विलुप्ति (बहुविकल्पी).
डार्क नेबुला के कारण दृश्य प्रकाश विलुप्त होने का चरम उदाहरण

खगोल विज्ञान में, विलोपन उत्सर्जक खगोलीय वस्तु और अवलोकन के बीच धूल और गैस द्वारा विद्युत चुम्बकीय विकिरण का अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) करने वाले प्रकाश प्रकीर्णन है। इसके अनुसार इंटरस्टेलर विलुप्त होने की प्रक्रिया को सर्वप्रथम 1930 में रॉबर्ट जूलियस ट्रम्पलर द्वारा प्रलेखित किया गया था।[1][2] चूंकि इसके प्रभावों को 1847 में फ्रेडरिक जॉर्ज विल्हेम वॉन स्ट्रुवे द्वारा निर्देशित 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 स्थित में हैं और पृथ्वी के कुछ पारसेक दूरी के भीतर हैं, उन्हें मुख्य रूप से आवृत्तियों के आधार पर दृश्य बैंड (फोटोमेट्रिक सिस्टम) में विलोपन से लगभग 1.8 परिमाण (खगोल विज्ञान) प्रति किलो पारसेक द्वारा देखा जा सकता है।[4]

खगोल विज्ञान में भू-आधारित खगोल विज्ञान से जुड़ी प्रयोगशाला या पृथ्वी-बाध्य पर्यवेक्षकों के लिए, विलोपन इंटरस्टेलर माध्यम (आईएसएम) और पृथ्वी के वायुमंडल दोनों में इसे उत्पन्न किया जाता 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 शक्तिशाली होने के कारण इसकी विलुप्त होने को अंतरिक्ष टेलीस्कोप या अंतरिक्ष-आधारित खगोल प्रयोगशाला 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 मुख्य रूप से इंटरस्टेलर विलुप्त होने से जुड़ी घटना है, जहां खगोलीय वस्तु से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की खगोलीय स्पेक्ट्रोस्कोपी उस विशेषता को परिवर्तित कर देती है जिससे वस्तु मूल रूप से उत्सर्जन (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) होती है। ब्रह्मांडीय धूल और इंटरस्टेलर माध्यम में अन्य पदार्थ से प्रकाश के विसरण के कारण रेडिंग होता है। इस प्रकार इंटरस्टेलर रेडिंग लाल शिफ्ट से अलग घटना है, जो विरूपण के बिना स्पेक्ट्रा की आनुपातिक डॉपलर शिफ्ट है। रेडिंग मुख्य रूप से कम तरंग दैर्ध्य वाले 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 समान है, जिसे किसी वस्तु के देखे गए रंग सूचकांक और उसके आंतरिक रंग सूचकांक कभी-कभी इसके सामान्य रंग सूचकांक के रूप में संदर्भित करने 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 हैं, इस प्रकार यूबीवी फोटोमेट्रिक प्रणाली और इसके सबसे निकटवर्ती वस्तु के अतिरिक्त रंग वस्तु के B-V रंग से संबंधित है, इस प्रकार कैलिब्रेट किया गया नीला माइनस कैलिब्रेटेड दृश्यमान हैं, इसके कारण:

A0-प्रकार के मुख्य अनुक्रम तारे के लिए 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, जिसके लिए ± बिल्कुल 0.02 किस वर्णक्रमीय बिंदु पर निर्भर करता है, अर्ताथ भीतर सटीक पासबैंड संक्षिप्त रंग का नाम प्रश्न में है इसके लिए रंग सूचकांक को देख सकते हैं। इसके परिमाण में कम से कम दो और अधिकतम पांच मापा पासबैंडों की तुलना घटाव द्वारा की जाती है: इस प्रकार U, B, V, I या आर जिसके समय विलुप्त होने से अधिक रंग की गणना की जाती है और कटौती की जाती है। इस क्रम में चार उप-सूचकांकों को R- 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 विसरित होता 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।[6] इस प्रकार व्यापक रूप से इंटरस्टेलर विलोपन कम तरंग दैर्ध्य पर सबसे मजबूत होता है, सामान्यतः स्पेक्ट्रोस्कोपी से तकनीकों का उपयोग करके देखा जाता है। इसके विलुप्त होने के परिणामस्वरूप देखे गए स्पेक्ट्रम के आकार में परिवर्तन होता है। इस प्रकार सामान्य आकार पर सुपरिम्पोज्ड अवशोषण विशेषताएं हैं, जिसके आधार पर तरंग दैर्ध्य बैंड जहां तीव्रता कम हो जाती है और इसके अनुसार विभिन्न प्रकार की उत्पत्ति होती है और इंटरस्टेलर सामग्री की रासायनिक संरचना के रूप में प्रमाण दे सकती है, उदाहरण के लिए डस्ट मुख्य रूप से ज्ञात अवशोषण सुविधाओं में 2175 एंगस्ट्रॉम Å बम्प, विसरित इंटरस्टेलर बैंड, 3.1 माइक्रोन वॉटर आइस फ़ीचर, और 10 और 18 माइक्रोन सिलिकेट फ़ीचर सम्मिलित हैं।

सौर क्षेत्र में, यूबीवी फोटोमेट्रिक सिस्टम में इंटरस्टेलर विलुप्त होने की दर|जॉनसन-कजिन्स वी-बैंड (विजुअल फिल्टर) का औसत 540 एनएम के तरंग दैर्ध्य पर सामान्यतः 0.7-1.0 मैग/केपीसी-बस औसत के कारण लिया जाता है।[7][8][9] सामान्यतः इसका अर्थ यह है कि प्रत्येक पारसेक (3,260 प्रकाश वर्ष) के लिए पृथ्वी पर रात्रि में आकाश के सबसे सही बिंदु से देखे जाने वाले वी-बैंड में तारे की चमक लगभग 2 के कारक से कम हो जाएगी।

विलोपन की मात्रा विशिष्ट दिशाओं में इससे अधिक हो सकती है। उदाहरण के लिए, गांगेय केंद्र के कुछ क्षेत्र हमारी सर्पिल भुजा और संभवतः 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 1012 में 1 से कम ऑप्टिकल फोटॉन 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, जिसे वर्तमान समय 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 (तरंग दैर्ध्य के विरुद्ध परिमाण में विलुप्त होने पर विरुद्ध रहती हैं) मिल्की वे में अन्य वस्तुओं पर हमारे सुविधाजनक बिंदु से देखते हुए, स्टैंड द्वारा बहुत अच्छी तरह से विशेषता है- सापेक्ष दृश्यता का अकेला पैरामीटर (ऐसे दृश्य प्रकाश का) R (V) (जो दृष्टि की विभिन्न रेखाओं के साथ अलग है),[11][12] अपितु इस प्रकार इस लक्षण वर्णन से ज्ञात विचलन हैं।[13] इस प्रकार से 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 कठिन होता है।[14]

R (V) मुख्य रूप से कुल और विशेष विलुप्त होने की तुलना करता है। यह A(V)/E(B−V) हैं जो पुन: स्थापित होने वाले विलोपन को प्रकट करता है, इस प्रकार A(V) को उन दो तरंग दैर्ध्य (बैंड) के चयनात्मक कुल विलोपन (A(B)−A(V)) से विभाजित किया गया है। A(B) और A(V) UBV फोटोमीट्रिक सिस्टम फिल्टर बैंड पर कुल विलुप्त होने वाले हैं। साहित्य में उपयोग किया जाने वाला 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] अपितु इस प्रकार दृष्टि की विभिन्न रेखाओं में बहुत भिन्न पाया जाता है।[16] जिसके परिणामस्वरूप, ब्रह्मांडीय दूरी की गणना करते समय निकट-अवरक्त (जिसमें से फ़िल्टर या पासबैंड केएस बहुत मानक है) से स्टार डेटा पर जाने के लिए लाभप्रद हो सकता है, जहां भिन्नताएं और विलुप्त होने की मात्रा अत्यधिक कम है, और इसी प्रकार के अनुपात R (KAS):[17] 0.49±0.02 और 0.528±0.015 क्रमशः स्वतंत्र समूहों द्वारा पाए गए हैं।[16][18] इस प्रकार दो और आधुनिक निष्कर्ष सामान्य रूप से संदर्भित ऐतिहासिक मूल्य ≈0.7 के सापेक्ष अधिक भिन्न हैं।[11]

कुल विलुप्त होने के बीच संबंध, A (V) (परिमाण (खगोल विज्ञान) में मापा जाता है), और तटस्थ हाइड्रोजन परमाणुओं के कॉलम घनत्व, NH (सामान्यतः सेमी में मापा जाता है), 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] NH और A (V) के बीच संबंध पाया लगभग होने के लिए:

(यह सभी देखें:[20][21][22]).

खगोलविदों ने दृश्यमान और निकट-अवरक्त तारकीय प्रेक्षणों और तारों के वितरण के 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 समान तारे के देखे गए स्पेक्ट्रम से की जाती है, जो विलुप्त होने से प्रभावित नहीं होता है।[25] इस प्रकार इसकी तुलना के लिए देखे गए स्पेक्ट्रम के बजाय सैद्धांतिक स्पेक्ट्रम का उपयोग करना भी संभव है, अपितु यह मान कम है। इस प्रकार उत्सर्जन नीहारिकाओं की स्थिति में, दो उत्सर्जन रेखाओं के अनुपात को देखना सरल बात है जो नीहारिका में तापमान और घनत्व से प्रभावित नहीं होनी चाहिए। उदाहरण के लिए, नेबुला में प्रचलित स्थितियों की विस्तृत श्रृंखला के अनुसार 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 प्रमुख विशेषता लगभग 2175 एंगस्ट्रॉम या Å पर 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] अपितु 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 सम्मिलित हैं। इस प्रकार इंटरप्लेनेटरी डस्ट पार्टिकल्स (IDP) में एम्बेडेड इंटरस्टेलर ग्रेन की जांच ने इस विशेषता को देखा और अनाज में उपस्थित कार्बनिक कार्बन और अनाकार सिलिकेट्स के साथ वाहक की पहचान की गई हैं।[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। इस प्रकार 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 संयोजित 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।[30][31] इस प्रकार एसएमसी में, 2175 Å टक्कर के बिना अधिक चरम भिन्नता देखी जाती है और स्टार बनाने वाले बार में बहुत मजबूती से निर्णायक दूरी पर स्थित यूवी के विलुप्त होने और अधिक शांत विंग में बहुत 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 इस प्रकार मिल्की वे में विलुप्त होने वाले वक्रों का पता लगाना जो LMC के LMC2 सुपरशेल में और SMC बार में पाए जाने वाले वक्रों की तरह अधिक दिखते हैं [35] [36] जिसने इस प्रकार 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 के लिए जो तीव्र स्टार के गठन के लिए इसके इस क्षेत्र से गुजरती हैं, जिसमें इसका मुख्य कार्य समर्थित होता है, जो दर्शाता है कि उनकी धूल में 2175 Å टक्कर की कमी है। [37][38]

वायुमंडलीय विलोपन

वायुमंडलीय विलोपन सूर्योदय या सूर्यास्त सूर्य को नारंगी रंग देता है और स्थान और ऊंचाई के साथ परिवर्तित होता रहता है। खगोलीय वेधशाला सामान्यतः 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 इस प्रकार के अवलोकन को करने के लिए उपग्रह के उपयोग की आवश्यकता वाले कई तरंग दैर्ध्य के लिए वातावरण पूर्ण रूप 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 जो मुख्य रूप से विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उदाहरण हैं। आणविक अवशोषण को अक्सर टेल्यूरिक संदूषण के रूप में संदर्भित किया जाता है, क्योंकि इस प्रकार यह पृथ्वी के कारण होता है (टेल्यूरिक स्थलीय का पर्याय है)। इस प्रकार 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। इस प्रकार के प्राप्त होने वाले तारे को 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 इस प्रकार यदि तारे का अनुकूल झुकाव होता है, जो इस प्रकार कीधरती के लिए उपयुक्त पर्यवेक्षक के अक्षांश के समा अक्षीय झुकाव के कारण मौसमी समय के लिए महत्वपूर्ण है। इस प्रकार अवलोकन की अवधि में गणना की गई औसत वायु द्रव्यमान (खगोल विज्ञान) द्वारा मानक वायुमंडलीय विलुप्त होने के लिए उपयुक्त वक्र जो प्रत्येक तरंग दैर्ध्य के विरुद्ध उपयोग की गई हैं, जिसको गुणा करके विलुप्त होने का अनुमान लगाया गया है। इस प्रकार के शुष्क वातावरण इन्फ्रारेड विलोपन को बहुत कम कर देता है।

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