stringtranslate.com

Вымирание (астрономия)

Крайний пример затухания видимого света, вызванного темной туманностью.

В астрономии затухание — это поглощение и рассеяние электромагнитного излучения пылью и газом между излучающим астрономическим объектом и наблюдателем . Межзвездное вымирание было впервые задокументировано в 1930 году Робертом Джулиусом Трамплером . [1] [2] Однако его влияние было отмечено в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве , [3] и его влияние на цвета звезд наблюдалось рядом людей, которые не связывали это с общим присутствием галактической пыли. Для звезд, лежащих вблизи плоскости Млечного Пути и находящихся в пределах нескольких тысяч парсеков от Земли, поглощение в визуальном диапазоне частот ( фотометрическая система ) составляет примерно 1,8  звездной величины на килопарсек. [4]

Для наблюдателей, находящихся на Земле , поглощение происходит как из межзвездной среды (МЗС), так и из атмосферы Земли ; он также может возникнуть из-за околозвездной пыли вокруг наблюдаемого объекта. Сильное затухание в атмосфере Земли некоторых диапазонов длин волн (таких как рентгеновское , ультрафиолетовое и инфракрасное излучение ) преодолевается с помощью космических обсерваторий . Поскольку синий свет гораздо сильнее ослабляется , чем красный , из-за угасания объекты кажутся более красными, чем ожидалось, — явление, называемое межзвездным покраснением . [5]

Межзвездное покраснение

В астрономии межзвездное покраснение — явление, связанное с межзвездным затуханием, когда спектр электромагнитного излучения источника излучения меняет характеристики по сравнению с теми, которые первоначально испускал объект . Покраснение происходит из-за рассеяния света пылью и другим веществом в межзвездной среде . Межзвездное покраснение — это явление, отличное от красного смещения , которое представляет собой пропорциональные частотные сдвиги спектров без искажений. Покраснение преимущественно удаляет фотоны с более короткой длиной волны из излучаемого спектра, оставляя фотоны с большей длиной волны (в оптическом свете более красный ), оставляя спектроскопические линии неизменными.

В большинстве фотометрических систем используются фильтры (полосы пропускания), с помощью которых показания силы света могут учитывать широту и влажность среди земных факторов. Межзвездное покраснение приравнивается к «избытку цвета», определяемому как разница между наблюдаемым индексом цвета объекта и его собственным индексом цвета (иногда называемым его нормальным индексом цвета). Последнее представляет собой теоретическую ценность, которую он имел бы, если бы на него не повлияло вымирание. В первой системе, фотометрической системе UBV , разработанной в 1950-х годах, и ее наиболее близких преемниках, избыток цвета объекта связан с цветом B-V объекта (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

Для звезды главной последовательности типа А0 (они имеют среднюю длину волны и теплоту среди главной последовательности) показатели цвета калибруются на уровне 0 на основе внутреннего показания такой звезды (± ровно 0,02 в зависимости от того, какая спектральная точка, т. е. точная полоса пропускания в пределах сокращенное название цвета под вопросом, см. индекс цвета ). Затем путем вычитания сравниваются не менее двух и до пяти измеренных полос пропускания по величине: U, B, V, I или R, в ходе которых рассчитывается и вычитается избыток цвета от затухания. Название четырех субиндексов (R минус I и т. д.) и порядок вычитания перекалиброванных величин в этой последовательности идут справа налево.

Общие характеристики

Межзвездное покраснение происходит потому, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает волны синего света больше, чем волны красного света, из-за чего звезды кажутся краснее, чем они есть на самом деле. Это похоже на эффект, наблюдаемый, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют появлению красных закатов (см.: Sunset#Colors ). [6]

Вообще говоря, межзвездное поглощение является наиболее сильным на коротких волнах, что обычно наблюдается с помощью методов спектроскопии . Гашение приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются особенности поглощения (полосы длин волн, в которых интенсивность понижена), которые имеют различное происхождение и могут дать ключ к разгадке химического состава межзвездного материала, например, пылевых зерен . Известные особенности поглощения включают выступ 2175  Å , диффузные межзвездные полосы ,  элемент водяного льда размером 3,1 мкм , а также элементы силиката размером 10 и 18 мкм .

В окрестностях Солнца скорость межзвездного поглощения в V-диапазоне Джонсона – Казинса (визуальный фильтр), усредненная на длине волны 540 нм, обычно принимается равной 0,7–1,0 магн/кпк – просто среднее значение из-за комковатости межзвездного пыль. [7] [8] [9] В целом, однако, это означает, что яркость звезды в V-диапазоне, наблюдаемой с хорошей точки ночного неба на Земле, будет уменьшаться примерно в 2 раза на каждый килопарсек (3260 световых лет) оно находится дальше от нас.

По отдельным направлениям масштабы вымирания могут быть значительно выше. Например, некоторые регионы Галактического центра наводнены явно промежуточной темной пылью из нашего спирального рукава (и, возможно, других) и сами находятся в выпуклости плотной материи, что вызывает оптическое поглощение более чем на 30 звездных величин, а это означает, что проходит менее 1 оптического фотона из 10 12 . [10] Это приводит к возникновению так называемой зоны избегания , где наш обзор внегалактического неба сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Двингелоо 1 , были обнаружены только недавно посредством наблюдений в радио- и инфракрасном диапазоне .

Общая форма кривой затухания ультрафиолетового излучения в ближнем инфракрасном диапазоне (от 0,125 до 3,5 мкм) (показывающая затухание по величине в зависимости от длины волны, часто инвертированная), если смотреть с нашей точки зрения на другие объекты Млечного Пути , довольно хорошо характеризуется только параметр относительной видимости (такого видимого света) R(V) (который различен на разных лучах зрения), [11] [12] , но известны отклонения от этой характеристики. [13] Распространение закона затухания на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих мишеней и различного вклада особенностей поглощения. [14]

R(V) сравнивает совокупное и частное вымирание. Это A(V)/E(B−V) . Другими словами, это общее затухание A(V), деленное на селективное полное затухание (A(B)-A(V)) этих двух длин волн (диапазонов). A(B) и A(V) — полное затухание в полосах фильтра B и V. Другой мерой, используемой в литературе, является абсолютное поглощение A(λ)/A(V) на длине волны λ, сравнивающее общее поглощение на этой длине волны с таковым в диапазоне V.

Известно, что R(V) коррелирует со средним размером пылинок, вызывающих вымирание. Для Галактики Млечный Путь типичное значение R(V) равно 3,1, [15] , но обнаружено, что оно значительно варьируется в зависимости от угла обзора. [16] В результате при вычислении космических расстояний может быть выгодно перейти к звездным данным из ближнего инфракрасного диапазона (для которого фильтр или полоса пропускания Ks вполне стандартны), где вариации и величина затухания значительно меньше, и аналогичные отношения по R(Ks): [17] 0,49±0,02 и 0,528±0,015 были найдены независимыми группами соответственно. [16] [18] Эти два более современных результата существенно отличаются от обычно упоминаемой исторической ценности ≈0,7. [11]

Взаимосвязь между полным поглощением A(V) (измеряется в модулях ) и плотностью столба нейтральных атомов водорода N H (обычно измеряется в см -2 ) показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. . В результате исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и гало рассеяния рентгеновских лучей в Млечном Пути Предель и Шмитт [19] обнаружили, что связь между N H ​​и A(V) примерно равна:

(см. также: [20] [21] [22] ).

Астрономы определили трехмерное распределение поглощения света в «солнечном круге» (нашем регионе нашей галактики ), используя видимые и ближние инфракрасные звездные наблюдения и модель распределения звезд. [23] [24] Пыль, вызывающая вымирание, в основном лежит вдоль спиральных рукавов , как это наблюдается в других спиральных галактиках .

Измерение затухания в направлении объекта

Чтобы измерить кривую вымирания звезды , спектр звезды сравнивается с наблюдаемым спектром аналогичной звезды, о которой известно, что она не подвержена вымиранию (не окрашенной). [25] Также для сравнения можно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого спектра, но это встречается реже. В случае эмиссионных туманностей обычно рассматривают соотношение двух эмиссионных линий , на которое не должны влиять температура и плотность в туманности. Например, отношение эмиссии альфа-водорода к эмиссии бета-водорода всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих в туманностях. Следовательно, соотношение, отличное от 2,85, должно быть связано с вымиранием, и таким образом можно рассчитать величину вымирания.

Особенность 2175 ангстрем

Одной из характерных особенностей измеренных кривых затухания многих объектов Млечного Пути является широкий «выступ» на расстоянии около 2175 Å , расположенный далеко в ультрафиолетовой области электромагнитного спектра . Эта особенность была впервые обнаружена в 1960-х годах [26] [27] , но ее происхождение до сих пор не совсем понятно. Для объяснения этого выступа было представлено несколько моделей, которые включают графитовые зерна со смесью молекул ПАУ . Исследования межзвездных зерен, включенных в частицы межпланетной пыли (IDP), выявили эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах. [28]

Кривые вымирания других галактик

График, показывающий средние кривые вымирания для MW, LMC2, LMC и SMC Bar. [29] Кривые построены в зависимости от 1/длина волны, чтобы подчеркнуть УФ.

Форма стандартной кривой поглощения зависит от состава МЗС, который варьируется от галактики к галактике. В Местной группе лучше всего определены кривые вымирания Млечного Пути, Малого Магелланова Облака (ММО) и Большого Магелланова Облака (БМО).

В БМО наблюдаются значительные различия в характеристиках ультрафиолетового поглощения с более слабым выступом на 2175 Å и более сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в области, связанной со сверхоболочкой LMC2 (около области звездообразования 30 Дораду), чем в других местах БМО и БМО. в Млечном Пути. [30] [31] В SMC наблюдаются более экстремальные вариации без выступа на 2175 Å и очень сильное угасание в дальнем УФ-диапазоне в звездообразующем Баре и довольно нормальное угасание ультрафиолета, наблюдаемое в более спокойном Крыле. [32] [33] [34]

Это дает ключ к пониманию состава МЗС в различных галактиках. Ранее считалось, что разные средние кривые поглощения в Млечном Пути, БМО и ММК являются результатом разной металличности трех галактик: металличность БМО составляет около 40% от металличности Млечного Пути , тогда как металличность ММО составляет около 10%. Нахождение кривых поглощения как в БМО, так и в ЮМО, которые аналогичны найденным в Млечном Пути [29] , и обнаружение кривых поглощения в Млечном Пути, которые больше похожи на кривые, обнаруженные в супероболочке LMC2 БМО [35] и в ММО. Бар [36] породил новую интерпретацию. Изменения кривых, наблюдаемые в Магеллановых облаках и Млечном Пути, вместо этого могут быть вызваны обработкой пылевых частиц близлежащим звездообразованием. Эта интерпретация подтверждается работами в галактиках со вспышками звездообразования (которые переживают интенсивные эпизоды звездообразования), которые показывают, что в их пыли отсутствует выступ 2175 Å. [37] [38]

Атмосферное вымирание

Атмосферное вымирание придает восходящему или заходящему Солнцу оранжевый оттенок и зависит от местоположения и высоты . Астрономические обсерватории обычно могут очень точно охарактеризовать локальную кривую поглощения, чтобы можно было скорректировать наблюдения с учетом эффекта. Тем не менее, атмосфера совершенно непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутников для проведения наблюдений.

Это угасание имеет три основных компонента: рэлеевское рассеяние на молекулах воздуха, рассеяние на твердых частицах и молекулярное поглощение . Молекулярное поглощение часто называют теллурическим поглощением , так как оно вызвано Землей ( теллурическое — синоним земного ) . Важнейшими источниками теллурического поглощения являются молекулярный кислород и озон , сильно поглощающие излучение вблизи ультрафиолета , а также вода , сильно поглощающая инфракрасное излучение .

Величина такого вымирания минимальна в зените наблюдателя и максимальна вблизи горизонта . Данная звезда, предпочтительно в солнечной оппозиции, достигает своей наибольшей небесной высоты и оптимального времени для наблюдения, когда звезда находится вблизи местного меридиана около солнечной полуночи и если звезда имеет благоприятное склонение ( т. е . аналогично широте наблюдателя ); таким образом, сезонное время из-за осевого наклона имеет решающее значение. Вымирание аппроксимируется путем умножения стандартной кривой поглощения в атмосфере (построенной для каждой длины волны) на среднюю массу воздуха , рассчитанную за период наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает ослабление инфракрасного излучения.

Рекомендации

  1. ^ Трамплер, Р.Дж. (1930). «Предварительные результаты о расстояниях, размерах и пространственном распределении рассеянных звездных скоплений». Бюллетень Ликской обсерватории . 14 (420): 154–188. Бибкод : 1930LicOB..14..154T. doi : 10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T .
  2. ^ Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия . Спрингер. п. 289. ИСБН 978-3-540-00179-9. {{cite book}}: |work=игнорируется ( помощь )
  3. ^ Струве, FGW 1847, Санкт-Петербург: Наконечник. акад. Империал, 1847; IV, 165 с.; в 8.; ДКСС.4.211 [1]
  4. ^ Уиттет, Дуглас CB (2003). Пыль в галактической среде. Серия по астрономии и астрофизике (2-е изд.). ЦРК Пресс. п. 10. ISBN 978-0750306249.
  5. ^ См. Бинни и Меррифельд, раздел 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Кэрролл и Остли, раздел 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ) и Катнер (2003, ISBN) . 978-0-521-52927-3 ) для приложений в астрономии.   
  6. ^ «Межзвездное покраснение, вымирание и красные закаты». Astro.virginia.edu. 22 апреля 2002 г. Проверено 14 июля 2017 г.
  7. ^ Готлиб, DM; Апсон, WL (1969). «Локальное межзвездное покраснение». Астрофизический журнал . 157 : 611. Бибкод : 1969ApJ...157..611G. дои : 10.1086/150101 .
  8. ^ Милн, ДК; Аллер, Л.Х. (1980). «Средняя модель галактического поглощения». Астрофизический журнал . 85 : 17–21. Бибкод : 1980AJ.....85...17M. дои : 10.1086/112628 .
  9. ^ Линга, Г. (1982). «Открытые скопления в нашей Галактике». Астрономия и астрофизика . 109 : 213–222. Бибкод : 1982A&A...109..213L.
  10. ^ Шлегель, Дэвид Дж .; Финкбайнер, Дуглас П.; Дэвис, Марк (1998). «Карты инфракрасного излучения пыли для использования при оценке покраснения и переднего плана космического микроволнового фонового излучения». Астрофизический журнал . 500 (2): 525–553. arXiv : astro-ph/9710327 . Бибкод : 1998ApJ...500..525S. дои : 10.1086/305772. S2CID  59512299.
  11. ^ Аб Карделли, Джейсон А.; Клейтон, Джеффри К.; Матис, Джон С. (1989). «Взаимосвязь между инфракрасным, оптическим и ультрафиолетовым затуханием». Астрофизический журнал . 345 : 245–256. Бибкод : 1989ApJ...345..245C. дои : 10.1086/167900.
  12. ^ Валенсич, Линн А.; Клейтон, Джеффри К.; Гордон, Карл Д. (2004). «Свойства ультрафиолетового затухания в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 616 (2): 912–924. arXiv : astro-ph/0408409 . Бибкод : 2004ApJ...616..912В. дои : 10.1086/424922. S2CID  119330502.
  13. ^ Матис, Джон С.; Карделли, Джейсон А. (1992). «Отклонения межзвездных вымираний от среднего R-зависимого закона вымирания». Астрофизический журнал . 398 : 610–620. Бибкод : 1992ApJ...398..610M. дои : 10.1086/171886.
  14. ^ ТК Фриц; С. Гиллессен; К. Доддс-Иден; Д. Лутц; Р. Гензель ; В. Рааб; Т. Отт; О. Пфуль; Ф. Эйзенхауэр; Ф. Юсуф-Заде (2011). «Инфракрасное затухание по линии в направлении к галактическому центру». Астрофизический журнал . 737 (2): 73. arXiv : 1105.2822 . Бибкод : 2011ApJ...737...73F. дои : 10.1088/0004-637X/737/2/73. S2CID  118919927.
  15. ^ Шульц, Г.В.; Вимер, В. (1975). «Межзвездное покраснение и ИК-избыток звезд О и В». Астрономия и астрофизика . 43 : 133–139. Бибкод : 1975A&A....43..133S.
  16. ^ аб Маджесс, Дэниел; Дэвид Тернер ; Иштван Декани; Данте Миннити ; Вольфганг Гирен (2016). «Ограничение свойств вымирания пыли с помощью исследования ВВВ». Астрономия и астрофизика . 593 : А124. arXiv : 1607.08623 . Бибкод : 2016A&A...593A.124M. дои : 10.1051/0004-6361/201628763. S2CID  54218060.
  17. ^ R(Ks) математически аналогично A(Ks)/E(J−Ks)
  18. ^ Нисияма, Сёго; Мотохидэ Тамура; Хирофуми Хатано; Дайсуке Като ; Тошихико Танабэ; Кодзи Сугитани; Тэцуя Нагата (2009). «Закон межзвездного вымирания в направлении к галактическому центру III: полосы J, H, KS в системах 2MASS и MKO, а также 3,6, 4,5, 5,8, 8,0 мкм в системе Спитцер / IRAC». Астрофизический журнал . 696 (2): 1407–1417. arXiv : 0902.3095 . Бибкод : 2009ApJ...696.1407N. дои : 10.1088/0004-637X/696/2/1407. S2CID  119205751.
  19. ^ Предель, П.; Шмитт, JHMM (1995). «Рентгеновское исследование межзвездной среды: наблюдения ROSAT за гало рассеяния пыли». Астрономия и астрофизика . 293 : 889–905. Бибкод : 1995A&A...293..889P.
  20. ^ Болин, Ральф К.; Блэр Д. Сэвидж; Дж. Ф. Дрейк (1978). «Обзор межзвездного HI на основе измерений поглощения L-альфа. II». Астрофизический журнал . 224 : 132–142. Бибкод : 1978ApJ...224..132B. дои : 10.1086/156357.
  21. ^ Диплас, Афанассиос; Блэр Д. Сэвидж (1994). «Исследование IUE межзвездного альфа-поглощения HI LY. 2: Интерпретации». Астрофизический журнал . 427 : 274–287. Бибкод : 1994ApJ...427..274D. дои : 10.1086/174139 .
  22. ^ Гювер, Толга; Озель, Ферьял (2009). «Связь между оптическим ослаблением и плотностью столба водорода в Галактике». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (4): 2050–2053. arXiv : 0903.2057 . Бибкод : 2009MNRAS.400.2050G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15598.x.
  23. ^ Маршалл, Дуглас Дж.; Робин, AC; Рейле, К.; Шультайс, М.; Пико, С. (июль 2006 г.). «Моделирование распределения галактического межзвездного вымирания в трех измерениях». Астрономия и астрофизика . 453 (2): 635–651. arXiv : astro-ph/0604427 . Бибкод : 2006A&A...453..635M. дои : 10.1051/0004-6361:20053842. S2CID  16845046.
  24. ^ Робин, Энни С.; Рейле, К.; Деррьер, С.; Пико, С. (октябрь 2003 г.). «Синтетический взгляд на строение и эволюцию Млечного Пути». Астрономия и астрофизика . 409 (2): 523–540. arXiv : astro-ph/0401052 . Бибкод : 2003A&A...409..523R. дои : 10.1051/0004-6361: 20031117.
  25. ^ Карделли, Джейсон А.; Сембах, Кеннет Р .; Матис, Джон С. (1992). «Количественная оценка поглощения УФ-излучения, полученная на основе данных IUE о гигантах и ​​сверхгигантах». Астрономический журнал . 104 (5): 1916–1929. Бибкод : 1992AJ....104.1916C. дои : 10.1086/116367. ISSN  0004-6256.
  26. ^ Стечер, Теодор П. (1965). «Межзвездное вымирание в ультрафиолете». Астрофизический журнал . 142 : 1683. Бибкод : 1965ApJ...142.1683S. дои : 10.1086/148462.
  27. ^ Стечер, Теодор П. (1969). «Межзвездное вымирание в ультрафиолете. II». Астрофизический журнал . 157 : Л125. Бибкод : 1969ApJ...157L.125S. дои : 10.1086/180400 .
  28. ^ Брэдли, Джон; Дай, ЗР; и другие. (2005). «Астрономическая особенность частиц межпланетной пыли размером 2175 Å». Наука . 307 (5707): 244–247. Бибкод : 2005Sci...307..244B. дои : 10.1126/science.1106717. PMID  15653501. S2CID  96858465.
  29. ^ Аб Гордон, Карл Д.; Джеффри К. Клейтон; Карл А. Миссельт; Арло У. Ландольт ; Майкл Дж. Вольф (2003). «Количественное сравнение Малого Магелланова облака, Большого Магелланова облака и ультрафиолета Млечного Пути с кривыми затухания в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 594 (1): 279–293. arXiv : astro-ph/0305257 . Бибкод : 2003ApJ...594..279G. дои : 10.1086/376774. S2CID  117180437.
  30. ^ Фитцпатрик, Эдвард Л. (1986). «Средняя кривая межзвездного вымирания Большого Магелланова Облака». Астрономический журнал . 92 : 1068–1073. Бибкод : 1986AJ.....92.1068F. дои : 10.1086/114237 .
  31. ^ Миссельт, Карл А.; Джеффри К. Клейтон; Карл Д. Гордон (1999). «Повторный анализ ультрафиолетового затухания межзвездной пыли в Большом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал . 515 (1): 128–139. arXiv : astro-ph/9811036 . Бибкод : 1999ApJ...515..128M. дои : 10.1086/307010. S2CID  14175478.
  32. ^ Леке, Дж.; Морис, Э.; Прево-Бурнихон, ML; Превот, Л.; Рокка-Вольмеранж, Б. (1982). «SK 143 - звезда SMC с ультрафиолетовым межзвездным погасанием галактического типа». Астрономия и астрофизика . 113 : L15–L17. Бибкод : 1982A&A...113L..15L.
  33. ^ Прево, МЛ; Леке, Ж.; Превот, Л.; Морис, Э.; Рокка-Вольмеранж, Б. (1984). «Типичное межзвездное вымирание в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 132 : 389–392. Бибкод : 1984A&A...132..389P.
  34. ^ Гордон, Карл Д.; Джеффри К. Клейтон (1998). «Звездное вымирание пыли в Малом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 500 (2): 816–824. arXiv : astro-ph/9802003 . Бибкод : 1998ApJ...500..816G. дои : 10.1086/305774. S2CID  18090417.
  35. ^ Клейтон, Джеффри С.; Карл Д. Гордон; Майкл Дж. Вольф (2000). «Межзвездная пыль типа Магелланова облака вдоль линий обзора низкой плотности в Галактике». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 129 (1): 147–157. arXiv : astro-ph/0003285 . Бибкод : 2000ApJS..129..147C. дои : 10.1086/313419. S2CID  11205416.
  36. ^ Валенсич, Линн А.; Джеффри К. Клейтон; Карл Д. Гордон; Трейси Л. Смит (2003). «Маленькая межзвездная пыль типа Магелланова облака в Млечном Пути». Астрофизический журнал . 598 (1): 369–374. arXiv : astro-ph/0308060 . Бибкод : 2003ApJ...598..369В. дои : 10.1086/378802. S2CID  123435053.
  37. ^ Кальцетти, Даниэла ; Энн Л. Кинни ; Таиса Сторчи-Бергманн (1994). «Пылевое вымирание звездных континуумов в галактиках со звездообразованием: закон ультрафиолетового и оптического вымирания». Астрофизический журнал . 429 : 582–601. Бибкод : 1994ApJ...429..582C. дои : 10.1086/174346. hdl : 10183/108843 .
  38. ^ Гордон, Карл Д.; Даниэла Кальцетти ; Адольф Н. Витт (1997). «Пыль в звездообразных галактиках». Астрофизический журнал . 487 (2): 625–635. arXiv : astro-ph/9705043 . Бибкод : 1997ApJ...487..625G. дои : 10.1086/304654. S2CID  2055629.

дальнейшее чтение