Extinción (astronomía) para niños
La extinción en astronomía es un término que describe cómo la luz de los objetos celestes se debilita o cambia mientras viaja por el espacio hasta llegar a nosotros. Esto sucede porque hay materia, como gas y polvo, entre el objeto que emite la luz y el lugar donde la observamos. Es como si una niebla cósmica hiciera que las estrellas se vieran menos brillantes o de un color diferente.
Este concepto fue estudiado por primera vez en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve, y luego fue desarrollado por Robert Julius Trumpler. Cuando observamos desde la Tierra, la luz de los objetos celestes se ve afectada tanto por el medio interestelar (el espacio entre las estrellas) como por nuestra propia atmósfera terrestre. A veces, también hay polvo alrededor del objeto mismo, como en los discos que rodean a las estrellas jóvenes, que también causa extinción.
Ciertas longitudes de onda de luz, como los rayos X, la luz ultravioleta y la luz infrarroja, son muy afectadas por la atmósfera. Por eso, para estudiarlas, necesitamos usar telescopios en el espacio. Además, la luz azul se debilita más que la luz roja debido a la extinción. Esto hace que los objetos se vean más rojizos de lo que realmente son, un efecto que se conoce como «enrojecimiento interestelar».
Contenido
¿Cómo afecta la extinción a la luz de las estrellas?
En general, la extinción es más fuerte para las longitudes de onda más cortas. Esto significa que la luz azul (que tiene una longitud de onda corta) se ve más afectada que la luz roja (que tiene una longitud de onda más larga).
Además de esta regla general, hay algunas características especiales en cómo la luz es absorbida. Estas características nos dan pistas sobre de qué está hecho el polvo que causa la extinción. Por ejemplo, se ha notado una "protuberancia" en la absorción de luz ultravioleta a una longitud de onda específica (2175 Å). También hay otras absorciones causadas por hielo o silicatos.
La cantidad de extinción en nuestra Vía Láctea suele ser de 0.7 a 1.0 magnitudes por kilopársec (una medida de distancia en el espacio). Esto significa que por cada kiloparsec que la luz viaja, su brillo disminuye esa cantidad.
¿Qué es el parámetro R(V)?
Para entender mejor cómo la extinción afecta la luz, los científicos usan un valor llamado R(V). Este valor nos ayuda a describir la forma de la curva de extinción, especialmente en la luz ultravioleta.
La fórmula para R(V) es:
Donde 
es la extinción total en la luz visible, y Error al representar (Falta el ejecutable <code>texvc</code>. Véase math/README para configurarlo.): E(B-V) es la diferencia entre la extinción en la luz azul y la luz visible. El valor de R(V) está relacionado con el tamaño promedio de las partículas de polvo que causan la extinción. En nuestra galaxia, el valor típico de R(V) es 3.1.
También se ha encontrado una relación entre la extinción total y la cantidad de átomos de hidrógeno en el espacio. Esto nos ayuda a entender cómo el gas y el polvo están conectados en el medio interestelar.
¿Dónde se encuentra el polvo que causa la extinción?
Los científicos han podido crear mapas tridimensionales de la extinción en nuestra galaxia. Han descubierto que el polvo que causa la extinción se encuentra principalmente a lo largo de los brazos espirales de la Vía Láctea, de forma similar a como se ve en otras galaxias espirales.
¿Cómo se mide la extinción de un objeto?
Para saber cuánta extinción afecta a la luz de una estrella, los astrónomos comparan su espectro (los diferentes colores de su luz) con el espectro de una estrella similar que no esté afectada por el polvo. Es como comparar una foto borrosa con una clara para ver qué tan borrosa está.
En el caso de las nebulosas de emisión (nubes de gas que brillan), se puede medir la relación entre dos líneas de emisión de luz que no cambian por la temperatura o la densidad del gas. Por ejemplo, la relación entre las líneas de H-alfa y H-beta siempre es de 2.85 en las nebulosas. Si se mide un valor diferente, significa que la extinción está afectando la luz, y se puede calcular cuánto.
El misterio de la "protuberancia" a 2175 Å
Una característica muy particular de las curvas de extinción en nuestra galaxia es una "protuberancia" o aumento en la absorción de luz ultravioleta, centrada alrededor de los 2175 Å. Esta característica se descubrió en la década de 1960, pero su origen aún no se comprende del todo.
Se han propuesto varias ideas para explicarla, como la presencia de granos de grafito o moléculas de hidrocarburos aromáticos policíclicos. Investigaciones recientes sugieren que esta característica podría estar relacionada con el carbono orgánico y los silicatos amorfos presentes en las partículas de polvo interplanetario.
Curvas de extinción en otras galaxias
La forma de la curva de extinción puede variar de una galaxia a otra, porque la composición del medio interestelar es diferente en cada una. En nuestro Grupo Local de galaxias, las curvas de extinción mejor estudiadas son las de la Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes y la Gran Nube de Magallanes.
En la Gran Nube de Magallanes, la extinción en la luz ultravioleta es diferente, con una "protuberancia" a 2175 Å más débil y una mayor extinción en el ultravioleta lejano, especialmente en la región donde se forman muchas estrellas, cerca de 30 Doradus. En la Pequeña Nube de Magallanes, la variación es aún más extrema, sin la "protuberancia" a 2175 Å y una fuerte extinción en el ultravioleta lejano en su zona central de formación estelar.
Al principio, se pensaba que estas diferencias se debían a la cantidad de elementos pesados (metalicidad) en cada galaxia. Sin embargo, ahora se cree que las variaciones en las curvas de extinción pueden deberse a cómo la formación de estrellas cercanas afecta al polvo. Esta idea se apoya en observaciones de galaxias donde se forman muchas estrellas, y donde el polvo no muestra la "protuberancia" a 2175 Å.
Extinción causada por la atmósfera de la Tierra
La atmósfera de nuestro planeta también causa extinción, y su efecto depende del lugar y la altura del observatorio. Los observatorios astronómicos miden con mucha precisión la extinción local para poder corregir sus observaciones. Sin embargo, la atmósfera es completamente opaca a muchas longitudes de onda de luz, por lo que necesitamos usar satélites artificiales en el espacio para hacer esas observaciones.
La extinción atmosférica tiene tres causas principales:
- La dispersión de Rayleigh, que es cuando las moléculas de aire dispersan la luz.
- La dispersión por pequeñas partículas en el aire, llamadas aerosoles.
- La absorción molecular, también conocida como "absorción telúrica", que es causada por los gases de la Tierra.
Los gases que más absorben la luz son el oxígeno molecular, el ozono y el agua. El ozono absorbe fuertemente la luz ultravioleta cercana, y el agua absorbe la luz infrarroja.
La cantidad de extinción atmosférica también depende de qué tan alto esté el objeto en el cielo. Es menor cuando el objeto está directamente sobre nuestras cabezas (en el cenit) y mayor cuando está cerca del horizonte. Para calcularla, se multiplica la curva de extinción atmosférica típica por la masa de aire promedio durante la observación.
Véase también
En inglés: Extinction (astronomy) Facts for Kids
