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Extinción (astronomía)

La extinción es un término utilizado en astronomía para describir la absorción y la dispersión de la radiación electromagnética emitida por objetos astronómicos. Estos fenómenos son debidos a la existencia de materia, principalmente gas y polvo, entre el objeto emisor y el observador. El concepto de extinción interestelar se atribuye generalmente a Robert Julius Trumpler,[1]​ aunque sus efectos fueron identificados por primera vez en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve.[2]​ En el caso de observadores en la Tierra, los efectos de la extinción provienen tanto del medio interestelar como de la atmósfera terrestre. Asimismo, puede haber extinción debida al polvo circunestelar alrededor del objeto observado (por ejemplo, en discos de acrecimiento alrededor de estrellas). La acentuada extinción atmosférica en ciertas longitudes de onda (por ejemplo, rayos X, ultravioleta e infrarrojo) requiere el uso de observatorios espaciales. Debido a que, en longitudes de onda visibles, la luz azul es atenuada con mayor intensidad que la luz roja, los objetos se observan más enrojecidos de lo esperado, por lo cual, la extinción estelar es llamada muchas veces «enrojecimiento interestelar».

Características generales

Hablando de forma general, la extinción interestelar varía con la longitud de onda, de tal forma que, mientras menor es esta última, mayor será la extinción. Existen características de la absorción adicionales a esta tendencia general. Estas tienen orígenes diversos y pueden dar indicios acerca de la composición del polvo que genera la absorción. Entre las características de absorción que se conocen están la protuberancia a 2175 Å, las bandas interestelares difusas, absorciones de hielo a 3.1 μm y absorciones de silicatos a 10 y 18 μm.

Usualmente, la tasa de extinción interestelar en la banda V del sistema fotométrico de Johnson-Cousin toma valores de 0,7 a 1,0 magnitudes por kilopársec en la vecindad solar.

La forma general de la curva de extinción en la Vía Láctea en la zona ultravioleta del espectro electromagnético está bastante bien caracterizada por el parámetro R(V),[3][4]​ pero se conocen desviaciones de este parámetro de caracterización.[5]​ El parámetro R(V) se puede escribir como

 

donde   es la extinción total en la banda visible y   es la diferencia entre la extinción en las longitudes de onda azules y la banda visible. Se sabe que R(V) esta correlacionada con el tamaño promedio de los granos de polvo que provocan la extinción. A partir de mediciones en nuestra galaxia, el valor típico de R(V) es 3,1.[6]

A partir de la relación entre la extinción total,  , y el número de átomos de hidrógeno, en una columna de 1 cm²,  , se puede obtener la forma en que el gas y el polvo en el medio interestelar están relacionados. Se ha podido determinar la relación

 

utilizando espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos dispersores de rayos X en la Vía Láctea.[7][8][9]

La distribución tridimensional de la extinción se ha determinado[10]​ en la órbita del Sol en la Vía Láctea utilizando observaciones estelares en cercano infrarrojo y un modelo galáctico.[11]​ El polvo que da lugar a la extinción se ha observado que yace a lo largo de los brazos espirales de la Vía Láctea, de la misma forma que se observa en otras galaxias espirales.

Medición de la extinción en dirección a un objeto

Para medir la curva de extinción para una estrella, el espectro de la misma se compara con el espectro observado de una estrella similar de la que se sabe que no está afectada por la extinción (es decir, que no está enrojecida).[12]​ También es posible utilizar un espectro teórico en lugar de uno observado para comparar, aunque esta práctica es menos común. En el caso de una nebulosa de emisión, es usual medir la razón de dos líneas de emisión que no son afectadas por la temperatura y la densidad del gas en la nebulosa. Por ejemplo, el cociente de la emisión de las líneas de H-alfa y H-beta siempre se encuentra alrededo de 2,85 bajo un rango de condiciones que prevalecen en las nebulosas. Un cociente diferente de 2,85 debe, por lo tanto, ser producido por la extinción, y la misma puede calcularse a partir de esto.

El rasgo a 2175 Å

Una característica prominente de las curvas de extinción medida en muchos objetos dentro de la Vía Láctea es una amplia «protuberancia» centrada alrededor de 2175 Å en la región ultravioleta del espectro. Esta característica fue observada por primera vez en la década de 1960,[13][14]​ pero su origen aún no está bien entendido. Se han presentado muchos modelos para explicar esta protuberancia, entre los que se incluyen granos de grafito con una mezcla de moléculas de hidrocarburos aromáticos policíclicos. Las investigaciones que han estudiado granos dentro de partículas de polvo interplanetario han observado esta característica y han identificado al portador como carbono orgánico y silicatos amorfos presentes en los granos.[15]

Curvas de extinción en otras galaxias

 
En este gráfico se muestran las curvas de extinción promedio para la Vía Láctea (MW), la Gran Nube de Magallanes (LMC) y la Pequeña Nube de Magallanes (SMC).[16]​ Las curvas se grafican contra 1/longitud de onda para enfatizar el ultravioleta.

La forma de la curva de extinción estándar depende de la composición del medio interestelar, la cual varía en cada galaxia. En el Grupo Local, las curvas de extinción que mejor se han determinado son las de la Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes y la Gran Nube de Magallanes. En la Gran Nube hay una variación significativa de las características de la extinción en el ultravioleta con una débil protuberancia a 2175 Å y una extinción mayor en el lejano ultravioleta en la región asociada a la región con brotes de formación estelar cerca de 30 Doradus que la que se observa en cualquier otra parte de la Nube y en la Vía Láctea.[17][18]​ En la Pequeña Nube se observa una variación más extrema sin protuberancia a 2175 Å y una fuerte extinción en el lejano ultravioleta en la zona de formación estelar central. Se observa también una extinción normal en las regiones más alejadas de esta zona.[19][20][21]​ Esto da indicios de la composición del medio interestelar en varias galaxias. Previamente se pensaba que las curvas de extinción en la Vía Láctea y en la Pequeña y Gran Nube de Magallanes eran resultado de las diferentes metalicidades de las tres galaxias. La metalicidad de la Gran Nube es aproximadamente 40% la metalicidad de la Vía Láctea, mientras que en la Pequeña Nube esta misma es de cerca de 10%. El haber encontrado que las curvas de extinción de las Nubes de Magallanes son similares a las de la Vía Láctea[16][22]​ y en la región de formación estelar de la Pequeña Nube[23]​ ha dado lugar a una nueva interpretación. Las variaciones en las curvas vistas en las Nubes y nuestra galaxia pueden ser debidas al procesamiento del polvo por la formación estelar cercana. Esta interpretación es apoyada por trabajos en galaxias con brotes de formación estelar donde el polvo carece de la prominencia a 2175 Å.[24][25]

Extinción atmosférica

La extinción atmosférica depende del lugar de observación y la altitud. Los observatorios astronómicos generalmente caracterizan la extinción local de forma muy precisa. Esto permite que las observaciones sean corregidas. Sin embargo, la atmósfera es completamente opaca a muchas longitudes de onda, lo que requiere el uso de satélites artificiales para hacer obervaciones.

La extinción atmosférica tiene tres componentes principales: la dispersión de Rayleigh debida a las moléculas del aire, la dispersión por partículas en aerosoles y la absorción molecular. Esta última a menudo se conoce como «absorción telúrica», dado que es causada por la Tierra. Las fuentes más importantes de absorción telúrica son el oxígeno molecular, el ozono y el agua. El ozono absorbe fuertemente en el cercano ultravioleta y la última en el infrarrojo.

El valor de la extinción atmosférica depende de la altura del objeto en el cielo, siendo menor en el cenit y es mayor cerca del horizonte. Se calcula multiplicando la curva de extinción atmosférica típica por la masa de aire media calculada durante la observación.

Referencias

Notas

  1. Trumpler, R. J. (1930). «Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters». Lick Observatory Bulletin 14, No. 420, 154-188.
  2. Struve, F. G. W. (1847), St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211[1]
  3. Cardelli, Jason A.; Clayton, Geoffrey C. y Mathis, John S. (1989). «The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction». Astrophysical Journal 345: 245-256. doi:10.1086/167900. 
  4. Valencic, Lynne A.; Clayton, Geoffrey C. y Gordon, Karl D. (2004). «Ultraviolet Extinction Properties in the Milky Way». Astrophysical Journal 616: 912-924. doi:10.1086/424922. 
  5. Mathis, John S.; Cardelli, Jason A. (1992). «Deviations of interstellar extinctions from the mean R-dependent extinction law». Astrophysical Journal 398: 610-620. doi:10.1086/171886. 
  6. Schultz, G. V.; Wiemer, W. (1975). «Interstellar reddening and IR-excess of O and B stars». Astronomy and Astrophysics 43: 133-139. 
  7. Bohlin, Ralph C.; Savage, Blair D. y Drake, J. F. (1978). «A survey of interstellar H I from L-alpha absorption measurements. II». Astrophysical Journal 224: 132-142. doi:10.1086/156357. 
  8. Diplas, Athanassios; Savage, Blair D. (1994). «An IUE survey of interstellar H I LY alpha absorption. 2: Interpretations». Astrophysical Journal 427: 274-287. doi:10.1086/174139. 
  9. Predehl, P.; Schmitt, J. H. M. M. (1995). «X-raying the interstellar medium: ROSAT observations of dust scattering halos». Astronomy and Astrophysics 293: 889-905. 
  10. Marshall, Douglas J.; Robin, A.C., Reylé, C., Schultheis, M. and Picaud, S. (jul de 2006). «Modelling the Galactic interstellar extinction distribution in three dimensions». Astronomy and Astrophysics 453: 635-651. doi:10.1051/0004-6361:20053842. 
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  13. Stecher, Theodore P. (1965). «Interstellar Extinction in the Ultraviolet». Astrophysical Journal 142: 1683. doi:10.1086/148462. 
  14. Stecher, Theodore P. (1969). «Interstellar Extinction in the Ultraviolet. II». Astrophysical Journal 157: L125. doi:10.1086/180400. 
  15. Bradley, John; et al. (2005). «An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles». Science 307: 244-247. PMID 15653501. doi:10.1126/science.1106717. 
  16. Gordon, Karl D.; Clayton, Geoffrey C.; Misselt, Karl A.; Landolt, Arlo U. y Wolff, Michael J. (2003). «A Quantitative Comparison of the Small Magellanic Cloud, Large Magellanic Cloud, and Milky Way Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curves». Astrophysical Journal 594: 279-293. doi:10.1086/376774. 
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  19. Lequeux, J.; Maurice, E.; Prevot-Burnichon, M. L.; Prevot, L. y Rocca-Volmerange, B. } (1982). «SK 143 - an SMC star with a galactic-type ultraviolet interstellar extinction». Astronomy and Astrophysics 113: L15-L17. 
  20. Prevot, M. L.; Lequeux, J.; Prevot, L. y Maurice, E. y Rocca-Volmerange, B. (1984). «The typical interstellar extinction in the Small Magellanic Cloud». Astronomy and Astrophysics 132: 389-392. 
  21. Gordon, Karl D.; Clayton, Geoffrey C. (1998). «Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud». Astrophysical Journal 500: 816. doi:10.1086/305774. 
  22. Clayton, Geoffrey C.; Gordon, Karl D. y Wolff, Michael J. (2000). «Magellanic Cloud-Type Interstellar Dust along Low-Density Sight Lines in the Galaxy». Astrophysical Journal Supplements Series 129: 147-157. doi:10.1086/313419. 
  23. Valencic, Lynne A.; Clayton, Geoffrey C.; Gordon, Karl D. y Smith, Tracy L. (2003). «Small Magellanic Cloud-Type Interstellar Dust in the Milky Way». Astrophysical Journal 598: 369-374. doi:10.1086/313419. 
  24. Calzetti, Daniela; Kinney, Anne L. y Storchi-Bergmann, Thaisa (1994). «Dust extinction of the stellar continua in starburst galaxies: The ultraviolet and optical extinction law». Astrophysical Journal 429: 582-601. doi:10.1086/174346. 
  25. Gordon, Karl D.; Calzetti, Daniela y Witt, Adolf N. (1997). «Dust in Starburst Galaxies». Astrophysical Journal 487: 625. doi:10.1086/304654. 

Bibliografía

  • Binney, J. and Merrifield, M., 1998, Galactic Astronomy, Princeton University Press
  • Howarth I.D. (1983), LMC and galactic extinction, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 203, Apr. 1983, p. 301-304.
  • King D.L. (1985), Atmospheric Extinction at the Roque de los Muchachos Observatory, La Palma, RGO/La Palma technical note 31
  • Rouleau F., Henning T., Stognienko R. (1997), Constraints on the properties of the 2175Å interstellar feature carrier, Astronomy and Astrophysics, v.322, p.633-645

Enlaces externos

  • , en Astro-Cosmo.cl.
  •   Datos: Q943247

extinción, astronomía, extinción, término, utilizado, astronomía, para, describir, absorción, dispersión, radiación, electromagnética, emitida, objetos, astronómicos, estos, fenómenos, debidos, existencia, materia, principalmente, polvo, entre, objeto, emisor,. La extincion es un termino utilizado en astronomia para describir la absorcion y la dispersion de la radiacion electromagnetica emitida por objetos astronomicos Estos fenomenos son debidos a la existencia de materia principalmente gas y polvo entre el objeto emisor y el observador El concepto de extincion interestelar se atribuye generalmente a Robert Julius Trumpler 1 aunque sus efectos fueron identificados por primera vez en 1847 por Friedrich Georg Wilhelm von Struve 2 En el caso de observadores en la Tierra los efectos de la extincion provienen tanto del medio interestelar como de la atmosfera terrestre Asimismo puede haber extincion debida al polvo circunestelar alrededor del objeto observado por ejemplo en discos de acrecimiento alrededor de estrellas La acentuada extincion atmosferica en ciertas longitudes de onda por ejemplo rayos X ultravioleta e infrarrojo requiere el uso de observatorios espaciales Debido a que en longitudes de onda visibles la luz azul es atenuada con mayor intensidad que la luz roja los objetos se observan mas enrojecidos de lo esperado por lo cual la extincion estelar es llamada muchas veces enrojecimiento interestelar Indice 1 Caracteristicas generales 2 Medicion de la extincion en direccion a un objeto 3 El rasgo a 2175 A 4 Curvas de extincion en otras galaxias 5 Extincion atmosferica 6 Referencias 6 1 Notas 6 2 Bibliografia 7 Enlaces externosCaracteristicas generales EditarHablando de forma general la extincion interestelar varia con la longitud de onda de tal forma que mientras menor es esta ultima mayor sera la extincion Existen caracteristicas de la absorcion adicionales a esta tendencia general Estas tienen origenes diversos y pueden dar indicios acerca de la composicion del polvo que genera la absorcion Entre las caracteristicas de absorcion que se conocen estan la protuberancia a 2175 A las bandas interestelares difusas absorciones de hielo a 3 1 mm y absorciones de silicatos a 10 y 18 mm Usualmente la tasa de extincion interestelar en la banda V del sistema fotometrico de Johnson Cousin toma valores de 0 7 a 1 0 magnitudes por kiloparsec en la vecindad solar La forma general de la curva de extincion en la Via Lactea en la zona ultravioleta del espectro electromagnetico esta bastante bien caracterizada por el parametro R V 3 4 pero se conocen desviaciones de este parametro de caracterizacion 5 El parametro R V se puede escribir como R V A V E B V displaystyle R V frac A V E B V donde A V displaystyle A V es la extincion total en la banda visible y E B V A B A V displaystyle E B V A B A V es la diferencia entre la extincion en las longitudes de onda azules y la banda visible Se sabe que R V esta correlacionada con el tamano promedio de los granos de polvo que provocan la extincion A partir de mediciones en nuestra galaxia el valor tipico de R V es 3 1 6 A partir de la relacion entre la extincion total A V displaystyle A V y el numero de atomos de hidrogeno en una columna de 1 cm N H displaystyle N mathrm H se puede obtener la forma en que el gas y el polvo en el medio interestelar estan relacionados Se ha podido determinar la relacion N H A V 1 8 10 21 atomos cm 2 mag 1 displaystyle frac N mathrm H A V approx 1 8 times 10 21 mbox atomos mbox cm 2 mbox mag 1 utilizando espectroscopia ultravioleta de estrellas enrojecidas y halos dispersores de rayos X en la Via Lactea 7 8 9 La distribucion tridimensional de la extincion se ha determinado 10 en la orbita del Sol en la Via Lactea utilizando observaciones estelares en cercano infrarrojo y un modelo galactico 11 El polvo que da lugar a la extincion se ha observado que yace a lo largo de los brazos espirales de la Via Lactea de la misma forma que se observa en otras galaxias espirales Medicion de la extincion en direccion a un objeto EditarPara medir la curva de extincion para una estrella el espectro de la misma se compara con el espectro observado de una estrella similar de la que se sabe que no esta afectada por la extincion es decir que no esta enrojecida 12 Tambien es posible utilizar un espectro teorico en lugar de uno observado para comparar aunque esta practica es menos comun En el caso de una nebulosa de emision es usual medir la razon de dos lineas de emision que no son afectadas por la temperatura y la densidad del gas en la nebulosa Por ejemplo el cociente de la emision de las lineas de H alfa y H beta siempre se encuentra alrededo de 2 85 bajo un rango de condiciones que prevalecen en las nebulosas Un cociente diferente de 2 85 debe por lo tanto ser producido por la extincion y la misma puede calcularse a partir de esto El rasgo a 2175 A EditarUna caracteristica prominente de las curvas de extincion medida en muchos objetos dentro de la Via Lactea es una amplia protuberancia centrada alrededor de 2175 A en la region ultravioleta del espectro Esta caracteristica fue observada por primera vez en la decada de 1960 13 14 pero su origen aun no esta bien entendido Se han presentado muchos modelos para explicar esta protuberancia entre los que se incluyen granos de grafito con una mezcla de moleculas de hidrocarburos aromaticos policiclicos Las investigaciones que han estudiado granos dentro de particulas de polvo interplanetario han observado esta caracteristica y han identificado al portador como carbono organico y silicatos amorfos presentes en los granos 15 Curvas de extincion en otras galaxias Editar En este grafico se muestran las curvas de extincion promedio para la Via Lactea MW la Gran Nube de Magallanes LMC y la Pequena Nube de Magallanes SMC 16 Las curvas se grafican contra 1 longitud de onda para enfatizar el ultravioleta La forma de la curva de extincion estandar depende de la composicion del medio interestelar la cual varia en cada galaxia En el Grupo Local las curvas de extincion que mejor se han determinado son las de la Via Lactea la Pequena Nube de Magallanes y la Gran Nube de Magallanes En la Gran Nube hay una variacion significativa de las caracteristicas de la extincion en el ultravioleta con una debil protuberancia a 2175 A y una extincion mayor en el lejano ultravioleta en la region asociada a la region con brotes de formacion estelar cerca de 30 Doradus que la que se observa en cualquier otra parte de la Nube y en la Via Lactea 17 18 En la Pequena Nube se observa una variacion mas extrema sin protuberancia a 2175 A y una fuerte extincion en el lejano ultravioleta en la zona de formacion estelar central Se observa tambien una extincion normal en las regiones mas alejadas de esta zona 19 20 21 Esto da indicios de la composicion del medio interestelar en varias galaxias Previamente se pensaba que las curvas de extincion en la Via Lactea y en la Pequena y Gran Nube de Magallanes eran resultado de las diferentes metalicidades de las tres galaxias La metalicidad de la Gran Nube es aproximadamente 40 la metalicidad de la Via Lactea mientras que en la Pequena Nube esta misma es de cerca de 10 El haber encontrado que las curvas de extincion de las Nubes de Magallanes son similares a las de la Via Lactea 16 22 y en la region de formacion estelar de la Pequena Nube 23 ha dado lugar a una nueva interpretacion Las variaciones en las curvas vistas en las Nubes y nuestra galaxia pueden ser debidas al procesamiento del polvo por la formacion estelar cercana Esta interpretacion es apoyada por trabajos en galaxias con brotes de formacion estelar donde el polvo carece de la prominencia a 2175 A 24 25 Extincion atmosferica EditarLa extincion atmosferica depende del lugar de observacion y la altitud Los observatorios astronomicos generalmente caracterizan la extincion local de forma muy precisa Esto permite que las observaciones sean corregidas Sin embargo la atmosfera es completamente opaca a muchas longitudes de onda lo que requiere el uso de satelites artificiales para hacer obervaciones La extincion atmosferica tiene tres componentes principales la dispersion de Rayleigh debida a las moleculas del aire la dispersion por particulas en aerosoles y la absorcion molecular Esta ultima a menudo se conoce como absorcion telurica dado que es causada por la Tierra Las fuentes mas importantes de absorcion telurica son el oxigeno molecular el ozono y el agua El ozono absorbe fuertemente en el cercano ultravioleta y la ultima en el infrarrojo El valor de la extincion atmosferica depende de la altura del objeto en el cielo siendo menor en el cenit y es mayor cerca del horizonte Se calcula multiplicando la curva de extincion atmosferica tipica por la masa de aire media calculada durante la observacion Referencias EditarNotas Editar Trumpler R J 1930 Preliminary results on the distances dimensions and space distribution of open star clusters Lick Observatory Bulletin 14 No 420 154 188 Struve F G W 1847 St Petersburg Tip Acad Imper 1847 IV 165 p in 8 DCCC 4 211 1 Cardelli Jason A Clayton Geoffrey C y Mathis John S 1989 The relationship between infrared optical and ultraviolet extinction Astrophysical Journal 345 245 256 doi 10 1086 167900 Valencic Lynne A Clayton Geoffrey C y Gordon Karl D 2004 Ultraviolet Extinction Properties in the Milky Way Astrophysical Journal 616 912 924 doi 10 1086 424922 Mathis John S Cardelli Jason A 1992 Deviations of interstellar extinctions from the mean R dependent extinction law Astrophysical Journal 398 610 620 doi 10 1086 171886 Schultz G V Wiemer W 1975 Interstellar reddening and IR excess of O and B stars Astronomy and Astrophysics 43 133 139 Bohlin Ralph C Savage Blair D y Drake J F 1978 A survey of interstellar H I from L alpha absorption measurements II Astrophysical Journal 224 132 142 doi 10 1086 156357 Diplas Athanassios Savage Blair D 1994 An IUE survey of interstellar H I LY alpha absorption 2 Interpretations Astrophysical Journal 427 274 287 doi 10 1086 174139 Predehl P Schmitt J H M M 1995 X raying the interstellar medium ROSAT observations of dust scattering halos Astronomy and Astrophysics 293 889 905 Marshall Douglas J Robin A C Reyle C Schultheis M and Picaud S jul de 2006 Modelling the Galactic interstellar extinction distribution in three dimensions Astronomy and Astrophysics 453 635 651 doi 10 1051 0004 6361 20053842 Robin Annie C Reyle C and Derriere S and Picaud S oct de 2003 A synthetic view on structure and evolution of the Milky Way Astronomy and Astrophysics 409 523 540 doi 10 1051 0004 6361 20031117 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda La referencia utiliza el parametro obsoleto month ayuda Cardelli Jason A Sembach Kenneth R y John S Mathis 1992 The quantitative assessment of UV extinction derived from IUE data of giants and supergiants Astronomical Journal 104 5 1916 1929 doi 10 1086 116367 ISSN 0004 6256 Stecher Theodore P 1965 Interstellar Extinction in the Ultraviolet Astrophysical Journal 142 1683 doi 10 1086 148462 Stecher Theodore P 1969 Interstellar Extinction in the Ultraviolet II Astrophysical Journal 157 L125 doi 10 1086 180400 Bradley John et al 2005 An Astronomical 2175 A Feature in Interplanetary Dust Particles Science 307 244 247 PMID 15653501 doi 10 1126 science 1106717 a b Gordon Karl D Clayton Geoffrey C Misselt Karl A Landolt Arlo U y Wolff Michael J 2003 A Quantitative Comparison of the Small Magellanic Cloud Large Magellanic Cloud and Milky Way Ultraviolet to Near Infrared Extinction Curves Astrophysical Journal 594 279 293 doi 10 1086 376774 Fitzpatrick Edward L 1986 An average interstellar extinction curve for the Large Magellanic Cloud Astronomical Journal 92 1068 1073 doi 10 1086 114237 Misselt Karl A Clayton Geoffrey C y Gordon Karl D 1999 A Reanalysis of the Ultraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud Astrophysical Journal 515 128 139 doi 10 1086 307010 Lequeux J Maurice E Prevot Burnichon M L Prevot L y Rocca Volmerange B 1982 SK 143 an SMC star with a galactic type ultraviolet interstellar extinction Astronomy and Astrophysics 113 L15 L17 Prevot M L Lequeux J Prevot L y Maurice E y Rocca Volmerange B 1984 The typical interstellar extinction in the Small Magellanic Cloud Astronomy and Astrophysics 132 389 392 Gordon Karl D Clayton Geoffrey C 1998 Starburst like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud Astrophysical Journal 500 816 doi 10 1086 305774 Clayton Geoffrey C Gordon Karl D y Wolff Michael J 2000 Magellanic Cloud Type Interstellar Dust along Low Density Sight Lines in the Galaxy Astrophysical Journal Supplements Series 129 147 157 doi 10 1086 313419 Valencic Lynne A Clayton Geoffrey C Gordon Karl D y Smith Tracy L 2003 Small Magellanic Cloud Type Interstellar Dust in the Milky Way Astrophysical Journal 598 369 374 doi 10 1086 313419 Calzetti Daniela Kinney Anne L y Storchi Bergmann Thaisa 1994 Dust extinction of the stellar continua in starburst galaxies The ultraviolet and optical extinction law Astrophysical Journal 429 582 601 doi 10 1086 174346 Gordon Karl D Calzetti Daniela y Witt Adolf N 1997 Dust in Starburst Galaxies Astrophysical Journal 487 625 doi 10 1086 304654 Bibliografia Editar Binney J and Merrifield M 1998 Galactic Astronomy Princeton University Press Howarth I D 1983 LMC and galactic extinction Royal Astronomical Society Monthly Notices vol 203 Apr 1983 p 301 304 King D L 1985 Atmospheric Extinction at the Roque de los Muchachos Observatory La Palma RGO La Palma technical note 31 Rouleau F Henning T Stognienko R 1997 Constraints on the properties of the 2175A interstellar feature carrier Astronomy and Astrophysics v 322 p 633 645Enlaces externos EditarEl polvo interestelar en Astro Cosmo cl Datos Q943247Obtenido de https es wikipedia org w index php title Extincion astronomia amp oldid 123616540, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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