stringtranslate.com

Вымирание (астрономия)

Экстремальный пример затухания видимого света, вызванного темной туманностью.

В астрономии поглощение — это поглощение и рассеивание электромагнитного излучения пылью и газом между излучающим астрономическим объектом и наблюдателем . Межзвездное поглощение было впервые задокументировано как таковое в 1930 году Робертом Юлиусом Трюмплером . [1] [2] Однако его эффекты были отмечены в 1847 году Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве , [3] и его влияние на цвета звезд наблюдалось рядом лиц, которые не связывали его с общим присутствием галактической пыли . Для звезд, лежащих вблизи плоскости Млечного Пути , которые находятся 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 , затухание происходит как из-за межзвездной среды , так и из-за атмосферы Земли ; оно 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 ) преодолевается с помощью космических обсерваторий . Поскольку синий свет ослабляется гораздо сильнее, чем красный , затухание заставляет объекты казаться краснее, чем ожидалось; это явление называется межзвездным покраснением . [5]

Межзвездное покраснение

Межзвездное покраснение — это явление, связанное с межзвездным вымиранием, когда спектр электромагнитного излучения от источника излучения меняет характеристики по сравнению с тем, что изначально испускал объект . Покраснение происходит из-за рассеяния света пылью и другими веществами в межзвездной среде . Межзвездное покраснение — это явление, отличное от красного смещения , которое представляет собой пропорциональные частотные сдвиги спектров без искажений. Покраснение преимущественно удаляет из излучаемого спектра фотоны с более короткой длиной волны , оставляя позади фотоны с более длинной длиной волны, оставляя спектроскопические линии неизменными.

В большинстве фотометрических систем используются фильтры (полосы пропускания), из которых показания величины света могут учитывать широту и влажность среди земных факторов. Межзвездное покраснение равнозначно «избытку цвета», определяемому как разница между наблюдаемым индексом цвета объекта и его собственным индексом цвета (иногда называемым его нормальным индексом цвета). Последний является теоретическим значением, которое он имел бы, если бы не был затронут затуханием. В первой системе, фотометрической системе UBV , разработанной в 1950-х годах, и ее наиболее тесно связанных последователях, избыток цвета объекта связан с цветом B−V объекта (калиброванный синий минус калиброванный видимый) следующим образом:

Для звезд главной последовательности типа A0 (они имеют среднюю длину волны и тепло среди главной последовательности) индексы цвета калибруются на 0 на основе собственного показания такой звезды (± точно 0,02 в зависимости от того, какая спектральная точка, т. е. точная полоса пропускания в пределах сокращенного названия цвета, находится под вопросом, см. индекс цвета ). Затем сравниваются как минимум две и до пяти измеренных полос пропускания по величине путем вычитания: U, B, V, I или R, в течение которого вычисляется и вычитается избыток цвета от поглощения. Названия четырех подиндексов (R минус I и т. д.) и порядок вычитания перекалиброванных величин идут справа налево в пределах этой последовательности.

Общая характеристика

Межзвездное покраснение происходит из-за того, что межзвездная пыль поглощает и рассеивает синие световые волны больше, чем красные световые волны, 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 . [6]

В общих чертах, межзвездное поглощение сильнее всего на коротких волнах, обычно наблюдаемых с помощью методов спектроскопии. Поглощение приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются особенности поглощения (полосы длин волн, где интенсивность снижена), которые имеют различное происхождение и могут дать подсказки относительно химического состава межзвездного материала, например, пылевых частиц. Известные особенности поглощения включают в себя выпуклость 2175  Å , диффузные межзвездные полосы , особенность водяного льда 3,1  мкм и особенности силиката 10 и 18 мкм .

В окрестностях Солнца скорость межзвездного поглощения в полосе V Джонсона-Казинса (визуальный фильтр), усредненная на длине волны 540 нм, обычно принимается равной 0,7–1,0 зв. вел./кпк — просто среднее значение из-за комковатости межзвездной пыли. [7] [8] [9] В общем случае, однако, это означает, что яркость звезды будет уменьшаться примерно в 2 раза в полосе V, наблюдаемой с хорошей точки наблюдения за ночным небом на Земле, на каждый килопарсек (3260 световых лет) ее удаления от нас.

Величина поглощения может быть значительно выше в определенных направлениях. Например, некоторые регионы Галактического центра затоплены явной мешающей темной пылью из нашего спирального рукава (и, возможно, других) и сами находятся в выпуклости плотной материи, вызывая более 30 величин поглощения в оптическом диапазоне, что означает, что менее 1 оптического фотона из 10 12 проходит через него. [10] Это приводит к зоне избегания , где наш вид на внегалактическое небо сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Dwingeloo 1 , были обнаружены только недавно с помощью наблюдений в радио- и инфракрасном диапазонах .

Общая форма кривой поглощения в ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном диапазонах (от 0,125 до 3,5 мкм) (график зависимости поглощения от величины длины волны, часто инвертированный), если смотреть с нашей точки зрения на другие объекты в Млечном Пути , довольно хорошо характеризуется автономным параметром относительной видимости (такого видимого света) R(V) (который отличается вдоль разных линий зрения), [11] [12] но известны отклонения от этой характеристики. [13] Распространение закона поглощения на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих целей и различных вкладов особенностей поглощения. [14]

R(V) сравнивает совокупное и частное затухание. Это A(V)/E(B−V) . Перефразируя, это общее затухание, A(V), деленное на выборочное общее затухание (A(B)−A(V)) этих двух длин волн (полос). A(B) и A(V) — это общее затухание в полосах фильтров B и V. Другой мерой, используемой в литературе, является абсолютное затухание A(λ)/A(V) на длине волны λ, сравнивающее общее затухание на этой длине волны с таковым в полосе V.

Известно, что R(V) коррелирует со средним размером пылевых частиц, вызывающих поглощение. Для Галактики Млечный Путь типичное значение R(V) составляет 3,1, [15], но, как было обнаружено, оно значительно варьируется в зависимости от различных линий зрения. [16] В результате при вычислении космических расстояний может быть выгодно перейти к звездным данным из ближнего инфракрасного диапазона (в котором фильтр или полоса пропускания Ks является довольно стандартным), где вариации и величина поглощения значительно меньше, и аналогичные отношения относительно R(Ks): [17] 0,49±0,02 и 0,528±0,015 были найдены независимыми группами соответственно. [16] [18] Эти два более современных открытия существенно отличаются относительно обычно упоминаемого исторического значения ≈0,7. [11]

Связь между полным поглощением, A(V) (измеренным в звездных величинах ), и плотностью столба нейтральных атомов водорода , N H (обычно измеряемой в см −2 ), показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. Из исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и рассеивающих рентгеновские лучи гало в Млечном Пути, Предель и Шмитт [19] обнаружили, что связь между N H ​​и A(V) приблизительно следующая:

(см. также: [20] [21] [22] ).

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

Измерение затухания в направлении объекта

Чтобы измерить кривую поглощения для звезды , спектр звезды сравнивается с наблюдаемым спектром похожей звезды, которая, как известно, не затронута поглощением (непокрасневшей). [25] Также можно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого спектра для сравнения, но это менее распространено. В случае эмиссионных туманностей обычно смотрят на отношение двух эмиссионных линий , которые не должны зависеть от температуры и плотности в туманности. Например, отношение эмиссии водорода-альфа к эмиссии водорода-бета всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих в туманностях. Следовательно, отношение, отличное от 2,85, должно быть обусловлено поглощением, и таким образом можно рассчитать величину поглощения.

Характеристика 2175 ангстрем

Одной из важных особенностей измеренных кривых поглощения многих объектов в пределах Млечного Пути является широкий «выступ» около 2175 Å , 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. Было представлено несколько моделей для объяснения этой выпуклости, которые включают графитовые зерна со смесью молекул ПАУ . Исследования межзвездных зерен, встроенных в межпланетные пылевые частицы (IDP), наблюдали эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах. [28]

Кривые вымирания других галактик

График, показывающий средние кривые затухания 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 ISM, который меняется от галактики к галактике. В Местной группе наиболее определенными кривыми поглощения являются кривые поглощения Млечного Пути, Малого Магелланова Облака (ММО) и Большого Магелланова Облака (БМО).

В БМО наблюдается значительное изменение характеристик ультрафиолетового поглощения с более слабым выступом 2175 Å и более сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в области, связанной с супероболочкой БМО2 (около области звездообразования 30 Золотой Рыбы), чем в других местах БМО и Млечного Пути. [30] [31] В ММО наблюдается более экстремальное изменение с отсутствием выступов 2175 Å и очень сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в звездообразующей перемычке и довольно нормальным ультрафиолетовым поглощением, наблюдаемым в более спокойном крыле. [32] [33] [34]

Это дает подсказки относительно состава ISM в различных галактиках. Ранее считалось, что различные средние кривые поглощения в Млечном Пути, БМО и ММО являются результатом различной металличности трех галактик: металличность БМО составляет около 40% от металличности Млечного Пути , в то время как металличность ММО составляет около 10%. Обнаружение кривых поглощения как в БМО, так и в ММО, которые похожи на те, что найдены в Млечном Пути [29], и обнаружение кривых поглощения в Млечном Пути, которые больше похожи на те, что найдены в супероболочке БМО2 БМО [35] и в перемычке ММО [36] , привело к новой интерпретации. Изменения в кривых, наблюдаемых в Магеллановых Облаках и Млочном Пути, могут быть вызваны обработкой пылевых частиц близлежащим звездообразованием. Эта интерпретация подтверждается работой в галактиках со вспышкой звездообразования (которые переживают интенсивные эпизоды звездообразования), которая показывает, что их пыль не имеет выступа 2175 Å. [37] [38]

Вымирание в атмосфере

Атмосферное затухание придает восходящему или заходящему Солнцу оранжевый оттенок и меняется в зависимости от местоположения и высоты . Астрономические обсерватории , как правило, способны очень точно охарактеризовать локальную кривую затухания, что позволяет корректировать наблюдения с учетом этого эффекта. Тем не менее, атмосфера полностью непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутников для проведения наблюдений.

Это затухание имеет три основных компонента: релеевское рассеяние молекулами воздуха, рассеяние частицами и молекулярное поглощение . Молекулярное поглощение часто называют теллурическим поглощением , поскольку оно вызвано Землей ( теллурическое — синоним земного ). Наиболее важными источниками теллурического поглощения являются молекулярный кислород и озон , которые сильно поглощают излучение вблизи ультрафиолета , и вода , которая сильно поглощает инфракрасное .

Величина такого затухания минимальна в зените наблюдателя и максимальна вблизи горизонта . Данная звезда, предпочтительно в солнечном противостоянии, 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 . похожее на широту наблюдателя ); таким образом, сезонное время из-за осевого наклона является ключевым. Затухание аппроксимируется путем умножения стандартной кривой атмосферного затухания (построенной против каждой длины волны) на среднюю воздушную массу , рассчитанную за продолжительность наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает инфракрасное затухание.

Ссылки

  1. ^ Trumpler, RJ (1930). «Предварительные результаты по расстояниям, размерам и пространственному распределению открытых звездных скоплений». Бюллетень Ликской обсерватории . 14 (420): 154–188. Bibcode :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=проигнорировано ( помощь )
  3. ↑ Струве, ПГВ 1847, СПб.: Тип. Акад. Импер., 1847; IV, 165 с.; в 8.; DCCC.4.211 [1]
  4. ^ Уиттет, Дуглас CB (2003). Пыль в галактической среде. Серия по астрономии и астрофизике (2-е изд.). CRC Press. стр. 10. ISBN 978-0750306249.
  5. ↑ См. Binney и Merrifeld, раздел 3.7 (1998, ISBN 978-0-691-02565-0 ), Carroll и Ostlie, раздел 12.1 (2007, ISBN 978-0-8053-0402-2 ) и Kutner (2003, ISBN 978-0-521-52927-3 ) для приложений в астрономии.   
  6. ^ "Межзвездное покраснение, вымирание и красные закаты". Astro.virginia.edu. 2002-04-22. Архивировано из оригинала 2017-11-22 . Получено 2017-07-14 .
  7. ^ Готтлиб, Д. М.; Апсон, В. Л. (1969). «Локальное межзвездное покраснение». Astrophysical Journal . 157 : 611. Bibcode : 1969ApJ...157..611G. doi : 10.1086/150101 .
  8. ^ Милн, Д.К.; Аллер, Л.Х. (1980). «Средняя модель галактического поглощения». Astrophysical Journal . 85 : 17–21. Bibcode : 1980AJ.....85...17M. doi : 10.1086/112628 .
  9. ^ Lynga, G. (1982). «Рассеянные скопления в нашей Галактике». Астрономия и астрофизика . 109 : 213–222. Bibcode : 1982A&A...109..213L.
  10. ^ Шлегель, Дэвид Дж .; Финкбайнер, Дуглас П.; Дэвис, Марк (1998). «Карты инфракрасного излучения пыли для использования при оценке покраснения и фонового излучения космического микроволнового фона». Astrophysical Journal . 500 (2): 525–553. arXiv : astro-ph/9710327 . Bibcode : 1998ApJ...500..525S. doi : 10.1086/305772. S2CID  59512299.
  11. ^ ab Cardelli, Jason A.; Clayton, Geoffrey C.; Mathis, John S. (1989). «Связь между инфракрасным, оптическим и ультрафиолетовым поглощением». Astrophysical Journal . 345 : 245–256. Bibcode : 1989ApJ...345..245C. doi : 10.1086/167900.
  12. ^ Валенсик, Линн А.; Клейтон, Джеффри К.; Гордон, Карл Д. (2004). «Свойства ультрафиолетового затухания в Млечном Пути». Astrophysical Journal . 616 (2): 912–924. arXiv : astro-ph/0408409 . Bibcode :2004ApJ...616..912V. doi :10.1086/424922. S2CID  119330502.
  13. ^ Матис, Джон С.; Карделли, Джейсон А. (1992). «Отклонения межзвездных поглощений от среднего закона поглощения, зависящего от R». Astrophysical Journal . 398 : 610–620. Bibcode : 1992ApJ...398..610M. doi : 10.1086/171886.
  14. ^ TK Fritz; S. Gillessen; K. Dodds-Eden; D. Lutz; R. Genzel ; W. Raab; T. Ott; O. Pfuhl; F. Eisenhauer; F. Yusuf-Zadeh (2011). "Line Derived Infrared Extinction towards the Galactic Center". The Astrophysical Journal . 737 (2): 73. arXiv : 1105.2822 . Bibcode :2011ApJ...737...73F. doi :10.1088/0004-637X/737/2/73. S2CID  118919927.
  15. ^ Шульц, Г. В.; Вимер, В. (1975). «Межзвездное покраснение и ИК-избыток звезд O и B». Астрономия и астрофизика . 43 : 133–139. Bibcode : 1975A&A....43..133S.
  16. ^ ab Majaess, Daniel; David Turner ; Istvan Dekany; Dante Minniti ; Wolfgang Gieren (2016). «Ограничение свойств поглощения пыли с помощью обзора VVV». Астрономия и астрофизика . 593 : A124. arXiv : 1607.08623 . Bibcode : 2016A&A...593A.124M. doi : 10.1051/0004-6361/201628763. S2CID  54218060.
  17. ^ R(Ks) математически также равен A(Ks)/E(J−Ks)
  18. ^ Нисияма, Сёго; Мотохидэ Тамура; Хирофуми Хатано; Дайсуке Като ; Тошихико Танабэ; Кодзи Сугитани; Тецуя 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. ^ Predehl, P.; Schmitt, JHMM (1995). "Рентгеновское просвечивание межзвездной среды: наблюдения ROSAT за рассеивающими пыль гало". Астрономия и астрофизика . 293 : 889–905. Bibcode : 1995A&A...293..889P.
  20. ^ Болин, Ральф К.; Блэр Д. Сэвидж; Дж. Ф. Дрейк (1978). «Обзор межзвездного HI по измерениям поглощения L-альфа. II». Astrophysical Journal . 224 : 132–142. Bibcode : 1978ApJ...224..132B. doi : 10.1086/156357.
  21. ^ Диплас, Афанассиос; Блэр Д. Сэвидж (1994). «Обзор IUE межзвездного поглощения HI LY альфа. 2: Интерпретации». Astrophysical Journal . 427 : 274–287. Bibcode : 1994ApJ...427..274D. doi : 10.1086/174139 .
  22. ^ Güver, Tolga; Özel, Feryal (2009). «Связь между оптическим поглощением и плотностью столба водорода в Галактике». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (4): 2050–2053. arXiv : 0903.2057 . Bibcode : 2009MNRAS.400.2050G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15598.x .
  23. ^ Маршалл, Дуглас Дж.; Робин, А.С.; Рейле, К.; Шультайс, М.; Пико, С. (июль 2006 г.). «Моделирование распределения галактического межзвездного поглощения в трех измерениях». Астрономия и астрофизика . 453 (2): 635–651. arXiv : astro-ph/0604427 . Bibcode : 2006A&A...453..635M. doi : 10.1051/0004-6361:20053842. S2CID  16845046.
  24. ^ Робин, Энни К.; Рейле, К.; Дерьер, С.; Пико, С. (октябрь 2003 г.). «Синтетический взгляд на структуру и эволюцию Млечного Пути». Астрономия и астрофизика . 409 (2): 523–540. arXiv : astro-ph/0401052 . Bibcode : 2003A&A...409..523R. doi : 10.1051/0004-6361:20031117.
  25. ^ Карделли, Джейсон А.; Сембах, Кеннет Р.; Матис, Джон С. (1992). «Количественная оценка поглощения ультрафиолетового излучения, полученная на основе данных IUE по гигантам и сверхгигантам». Astronomical Journal . 104 (5): 1916–1929. Bibcode : 1992AJ....104.1916C. doi : 10.1086/116367. ISSN  0004-6256.
  26. ^ Стехер, Теодор П. (1965). «Межзвездное вымирание в ультрафиолете». Astrophysical Journal . 142 : 1683. Bibcode : 1965ApJ...142.1683S. doi : 10.1086/148462.
  27. ^ Стехер, Теодор П. (1969). "Межзвездное вымирание в ультрафиолете. II". Astrophysical Journal . 157 : L125. Bibcode : 1969ApJ...157L.125S. doi : 10.1086/180400 .
  28. ^ Брэдли, Джон; Дай, З.Р.; и др. (2005). «Астрономическая особенность 2175 Å в межпланетных пылевых частицах». Science . 307 (5707): 244–247. Bibcode :2005Sci...307..244B. doi :10.1126/science.1106717. PMID  15653501. S2CID  96858465.
  29. ^ ab Gordon, Karl D.; Geoffrey C. Clayton; Karl A. Misselt; Arlo U. Landolt ; Michael J. Wolff (2003). "Количественное сравнение кривых поглощения в ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном диапазонах Малого Магелланова Облака, Большого Магелланова Облака и Млечного Пути". Astrophysical Journal . 594 (1): 279–293. arXiv : astro-ph/0305257 . Bibcode : 2003ApJ...594..279G. doi : 10.1086/376774. S2CID  117180437.
  30. ^ Фицпатрик, Эдвард Л. (1986). "Средняя кривая межзвездного поглощения для Большого Магелланова Облака". Astronomical Journal . 92 : 1068–1073. Bibcode : 1986AJ.....92.1068F. doi : 10.1086/114237 .
  31. ^ Misselt, Karl A.; Geoffrey C. Clayton; Karl D. Gordon (1999). «Повторный анализ ультрафиолетового затухания от межзвездной пыли в Большом Магеллановом Облаке». Astrophysical Journal . 515 (1): 128–139. arXiv : astro-ph/9811036 . Bibcode : 1999ApJ...515..128M. doi : 10.1086/307010. S2CID  14175478.
  32. ^ Lequeux, J.; Maurice, E.; Prevot-Burnicon, ML; Prevot, L.; Rocca-Volmerange, B. (1982). "SK 143 - звезда SMC с ультрафиолетовым межзвездным поглощением галактического типа". Астрономия и астрофизика . 113 : L15–L17. Bibcode : 1982A&A...113L..15L.
  33. ^ Prevot, ML; Lequeux, J.; Prevot, L.; Maurice, E.; Rocca-Volmerange, B. (1984). «Типичное межзвездное поглощение в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 132 : 389–392. Bibcode : 1984A&A...132..389P.
  34. ^ Гордон, Карл Д.; Джеффри К. Клейтон (1998). «Звездообразное пылевое вымирание в Малом Магеллановом Облаке». Astrophysical Journal . 500 (2): 816–824. arXiv : astro-ph/9802003 . Bibcode : 1998ApJ...500..816G. doi : 10.1086/305774. S2CID  18090417.
  35. ^ Клейтон, Джеффри К.; Карл Д. Гордон; Майкл Дж. Вольф (2000). «Магелланова облако-типа межзвездной пыли вдоль линий видимости низкой плотности в Галактике». Серия приложений к Astrophysical Journal . 129 (1): 147–157. arXiv : astro-ph/0003285 . Bibcode : 2000ApJS..129..147C. doi : 10.1086/313419. S2CID  11205416.
  36. ^ Валенсик, Линн А.; Джеффри К. Клейтон; Карл Д. Гордон; Трейси Л. Смит (2003). «Межзвездная пыль типа Малого Магелланова облака в Млечном Пути». Astrophysical Journal . 598 (1): 369–374. arXiv : astro-ph/0308060 . Bibcode :2003ApJ...598..369V. doi :10.1086/378802. S2CID  123435053.
  37. ^ Кальцетти, Даниэла ; Энн Л. Кинни ; Таиса Сторчи-Бергманн (1994). «Пылевое поглощение звездных континуумов в галактиках со вспышкой звездообразования: закон ультрафиолетового и оптического поглощения». Astrophysical Journal . 429 : 582–601. Bibcode : 1994ApJ...429..582C. doi : 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