Вымирание (астрономия) - Extinction (astronomy)

Для использования в других целях см. Вымирание (значения).

В астрономия, вымирание это поглощение и рассеяние из электромагнитное излучение пылью и газом между излучающими астрономический объект и наблюдатель. Межзвездное вымирание впервые было задокументировано в 1930 г. Роберт Джулиус Трамплер.[1][2] Однако его эффекты были отмечены в 1847 г. Фридрих Георг Вильгельм фон Струве,[3] и его влияние на цвета звезды наблюдался рядом людей, которые не связывали это с общим присутствием галактической пыли. Для звезд, лежащих около плоскости Млечный Путь и находятся в пределах нескольких тысяч парсек Земли, вымирание в визуальная группа частот (фотометрическая система ) составляет примерно 1,8величины на килопарсек.[4]

За земной шар -связанные наблюдатели, вымирание возникает как из-за межзвездная среда (ISM) и Атмосфера Земли; это также может возникнуть из околозвездная пыль вокруг наблюдаемого объекта. Сильное вымирание в земной атмосфере некоторых длина волны регионы (например, рентгеновский снимок, ультрафиолетовый, и инфракрасный ) преодолевается использованием космических обсерваторий. С синий свет намного сильнее ослабленный чем красный свет, поглощение заставляет объекты казаться более красными, чем ожидалось, явление, называемое межзвездным покраснением.[5]

Межзвездное покраснение

В астрономия, межзвездное покраснение - это явление, связанное с межзвездным поглощением, когда спектр из электромагнитное излучение из источник излучения изменяет характеристики по сравнению с исходными испускается. Покраснение возникает из-за свет рассеяние выключенный пыль и другие иметь значение в межзвездная среда. Межзвездное покраснение - это иное явление, чем красное смещение, что является пропорциональным частотные сдвиги спектров без искажений. Покраснение предпочтительно удаляет короче длина волны фотоны из излучаемого спектра, оставляя позади более длинноволновые фотоны (в оптический, свет, который есть краснее ), оставив спектроскопические линии без изменений.

В большинстве фотометрические системы 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 показателем цвета объекта и его внутренним показателем цвета (иногда называемым его нормальным показателем цвета). Последнее - это теоретическая ценность, которую он имел бы, если бы не исчезновение. В первой системе Фотометрическая система УБВ изобретенный в 1950-х годах и его наиболее близкие последователи, избыток цвета объекта относится к объекту B − V цвет (калиброванный синий минус калиброванный видимый):

Для звезды главной последовательности типа A0 (они имеют среднюю длину волны и тепло среди основной последовательности) показатели цвета откалиброваны на 0 на основе внутреннего считывания такой звезды (± точно 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 по меньшей мере две и до пяти измеренных полос пропускания по величине сравниваются путем вычитания: U, B, V, I или R, во время которых вычисляется и вычитается избыток цвета от затухания. Название четырех субиндексов (R минус I и т. Д.) И порядок вычитания перекалиброванных величин - справа налево в этой последовательности.

Общие характеристики

Межзвездное покраснение возникает из-за межзвездная пыль поглощает и рассеивает синие световые волны больше, чем красные световые волны, заставляя звезды казаться более красными, чем они есть на самом деле. Это похоже на эффект, наблюдаемый, когда частицы пыли в атмосфере Земли способствуют возникновению красных закатов.[6]

Вообще говоря, межзвездное поглощение сильнее всего на коротких волнах, обычно наблюдаемых с помощью методов из спектроскопия. Погасание приводит к изменению формы наблюдаемого спектра. На эту общую форму накладываются особенности поглощения (полосы длин волн, где интенсивность снижается), которые имеют различное происхождение и могут дать ключ к разгадке химического состава межзвездного вещества, например пылинки. Известные характеристики поглощения включают 2175Å шишка, диффузные межзвездные полосы, 3.1мкм водяной лед, 10 и 18 мкм силикат Особенности.

В окрестности Солнца скорость межзвездного поглощения в Johnson-Cousins ​​V-band (визуальный фильтр) среднее значение на длине волны 540 нм обычно принимается равным 0,7–1,0 mag / кпк - просто среднее значение из-за комковатость межзвездной пыли.[7][8][9] В целом, однако, это означает, что яркость звезды будет уменьшаться примерно в 2 раза в V-диапазоне при просмотре с хорошей точки ночного неба на Земле для каждого килопарсек (3260 световых лет) он дальше от нас.

Количество вымираний может быть значительно выше в определенных направлениях. Например, некоторые регионы Галактический Центр наводнены очевидной промежуточной темной пылью из нашего спирального рукава (и, возможно, из других) и сами образуют выпуклость плотной материи, вызывая более 30 величин поглощения в оптическом диапазоне, что означает, что менее 1 оптического фотона из 1012 проходит через.[10] Это приводит к так называемому зона избегания, где наш обзор внегалактического неба сильно затруднен, а фоновые галактики, такие как Двингелоо 1, были открыты только недавно в результате наблюдений в радио и инфракрасный.

Общая форма кривой экстинкции в диапазоне от ультрафиолета до ближнего инфракрасного (от 0,125 до 3,5 мкм) (график зависимости поглощения по величине от длины волны, часто инвертированной) при взгляде с нашей точки зрения на другие объекты в Млечный Путь, достаточно хорошо характеризуется отдельным параметром относительной видимости (такого видимого света) R (V) (который различается на разных лучах зрения),[11][12] но есть известные отклонения от этой характеристики.[13] Распространение закона ослабления на средний инфракрасный диапазон длин волн затруднено из-за отсутствия подходящих целей и различного влияния характеристик поглощения.[14]

R (V) сравнивает совокупные и частные вымирания. это A (V) / E (B − V). Другими словами, это полное поглощение, A (V), деленное на избирательное полное поглощение (A (B) -A (V)) этих двух длин волн (полос). A (B) и A (V) - полное вымирание на B и V полосы фильтра. Другой показатель, используемый в литературе, - это абсолютное вымирание A (λ) / A (V) на длине волны λ, сравнивая полное поглощение на этой длине волны с поглощением в полосе V.

Известно, что R (V) коррелирует со средним размером пылинок, вызывающих вымирание. Для нашей галактики Млечный Путь типичное значение R (V) составляет 3,1,[15] но обнаружено, что они значительно различаются по разным направлениям.[16] В результате при вычислении космических расстояний может быть выгодно перейти к данным о звездах из ближнего инфракрасного диапазона (из которых фильтр или полоса пропускания Ks являются вполне стандартными), где вариации и величина поглощения значительно меньше, и аналогичные отношения в отношении R (Ks):[17] 0,49 ± 0,02 и 0,528 ± 0,015 были обнаружены соответственно независимыми группами.[16][18] Эти два более современных открытия существенно различаются по сравнению с обычно упоминаемым историческим значением ≈0,7.[11]

Связь между полным поглощением, A (V) (измеряется в величины ), а плотность столбца нейтральных водород столбец атомов, NЧАС (обычно измеряется в см−2), показывает, как связаны газ и пыль в межзвездной среде. Из исследований с использованием ультрафиолетовой спектроскопии покрасневших звезд и гало рассеяния рентгеновских лучей в Млечном Пути, Предель и Шмитт[19] нашел связь между NЧАС и A (V) приблизительно:

(смотрите также:[20][21][22]).

Астрономы определили трехмерное распределение поглощения в «солнечном круге» (наш регион наша галактика ), используя наблюдения звезд в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне и модель распределения звезд.[23][24] Пыль, вызывающая вымирание, в основном лежит вдоль спиральные рукава, как это наблюдается в других спиральные галактики.

Измерение поглощения по отношению к объекту

Чтобы измерить кривую экстинкции для звезда спектр звезды сравнивается с наблюдаемым спектром аналогичной звезды, которая, как известно, не подвержена поглощению (без красного цвета).[25] Также можно использовать теоретический спектр вместо наблюдаемого для сравнения, но это менее распространено. В случае эмиссионные туманности, принято смотреть на соотношение двух эмиссионные линии на которые не должны влиять температура и плотность в туманности. Например, соотношение водород альфа к водород бета эмиссия всегда составляет около 2,85 в широком диапазоне условий, преобладающих в туманностях. Следовательно, отношение, отличное от 2,85, должно быть связано с вымиранием, и, таким образом, можно рассчитать степень вымирания.

Особенность 2175 ангстрем

Одной из характерных черт измеренных кривых поглощения многих объектов в пределах Млечного Пути является широкий выступ около 2175 °. Å, хорошо в ультрафиолетовый регион электромагнитный спектр. Эта особенность была впервые замечена в 1960-х гг.[26][27] но его происхождение до сих пор не совсем понятно. Было представлено несколько моделей для учета этого удара, которые включают: графитовый зерна со смесью ПАУ молекулы. Исследования межзвездных зерен, встроенных в частицы межпланетной пыли (IDP), обнаружили эту особенность и идентифицировали носитель с органическим углеродом и аморфными силикатами, присутствующими в зернах.[28]

Кривые поглощения других галактик

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

Форма стандартной кривой экстинкции зависит от состава ISM, который варьируется от галактика в галактику. в Местная группа, лучше всего определены кривые поглощения Млечного Пути, Малое Магелланово Облако (SMC) и Большое Магелланово Облако (LMC).

В LMC наблюдается значительное изменение характеристик ультрафиолетового поглощения с более слабым выступом 2175 Å и более сильным поглощением в дальнем УФ-диапазоне в области, связанной со сверхоболочкой LMC2 (около области звездообразования 30 Doradus), чем в других местах на LMC и в Млечном Пути.[30][31]В SMC видны более экстремальные вариации: отсутствие 2175 Å и очень сильное поглощение в далеком УФ в Баре звездообразования и довольно нормальное поглощение в ультрафиолетовом диапазоне, наблюдаемое в более спокойном Крыле.[32][33][34]

Это дает ключ к разгадке состава ISM в различных галактиках. Ранее считалось, что разные средние кривые поглощения в Млечном Пути, БМО и SMC являются результатом разных металличность трех галактик: металличность БМО составляет около 40% от металличности Млечный Путь, в то время как SMC составляет около 10%. Нахождение кривых экстинкции как в LMC, так и в SMC, которые аналогичны кривым Млечного Пути.[29] и обнаружение кривых экстинкции в Млечном Пути, которые больше похожи на те, что найдены в сверхоболочке LMC2 БМО.[35] и в баре SMC[36] породила новую интерпретацию. Вариации кривых, наблюдаемые в Магеллановых облаках и Млечном Пути, могут быть вызваны переработкой пылинок близлежащим звездообразованием. Эта интерпретация подтверждается работой в галактиках со вспышками звездообразования (которые переживают эпизоды интенсивного звездообразования) о том, что в их пыли отсутствует выступ 2175 Å.[37][38]

Атмосферное вымирание

Атмосферное вымирание дает поднимающийся или же параметр Солнце имеет оранжевый оттенок и зависит от местоположения и высота. Астрономический обсерватории как правило, способны очень точно охарактеризовать локальную кривую поглощения, что позволяет вносить поправки в наблюдения за эффектом. Тем не менее, атмосфера полностью непрозрачна для многих длин волн, что требует использования спутники делать наблюдения.

Это вымирание состоит из трех основных компонентов: Рэлеевское рассеяние молекулами воздуха, рассеяние к частицы, и молекулярные поглощение. Молекулярную абсорбцию часто называют теллурическое поглощение, так как это вызвано земной шар (теллурический это синоним за земной). Наиболее важными источниками теллурического поглощения являются: молекулярный кислород и озон, которые сильно поглощают излучение вблизи ультрафиолетовый, и воды, который сильно впитывает инфракрасный.

Величина такого вымирания минимальна на уровне наблюдателя. зенит и самый высокий возле горизонт. Данная звезда, предпочтительно в солнечной оппозиции, достигает своего наибольшего небесная высота и оптимальное время для наблюдения, когда звезда находится вблизи местного меридиан вокруг солнечной полночь и если у звезды благоприятный склонение (т.е. аналогично наблюдателю широта ); таким образом, сезонное время из-за осевой наклон это ключ. Вымирание аппроксимируется умножением стандартной кривой атмосферного поглощения (построенной для каждой длины волны) на среднее значение. масса воздуха рассчитывается за время наблюдения. Сухая атмосфера значительно снижает ослабление инфракрасного излучения.

Рекомендации

  1. ^ Трамплер, Р. Дж. (1930). «Предварительные результаты по расстояниям, размерам и пространственному распределению рассеянных звездных скоплений». Бюллетень обсерватории Лик. 14 (420): 154–188. Bibcode:1930LicOB..14..154T. Дои:10.5479 / ADS / bib / 1930LicOB.14.154T.
  2. ^ Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия. Онлайн-библиотека физики и астрономии. Springer. п. 289. ISBN  978-3-540-00179-9.
  3. ^ Струве, Ф. Г. У. 1847, СПб .: Тип. Акад. Imper., 1847; IV, 165 с .; в 8 .; DCCC.4.211 [1]
  4. ^ Уиттет, Дуглас К. Б. (2003). Пыль в галактическом окружении. Серия по астрономии и астрофизике (2-е изд.). CRC Press. п. 10. ISBN  978-0750306249.
  5. ^ См. Binney and Merrifeld, Section 3.7 (1998, ISBN  978-0-691-02565-0), Кэрролл и Остли, Раздел 12.1 (2007 г., 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. 2002-04-22. Получено 2017-07-14.
  7. ^ Готтлиб, Д. М .; Апсон, W.L. (1969). «Местное межзвездное покраснение». Астрофизический журнал. 157: 611. Bibcode:1969ApJ ... 157..611G. Дои:10.1086/150101.
  8. ^ Милн, Д. К .; Аллер, Л. Х. (1980). «Средняя модель галактического поглощения». Астрофизический журнал. 85: 17–21. Bibcode:1980AJ ..... 85 ... 17M. Дои:10.1086/112628.
  9. ^ Лынга, Г. (1982). «Открытые 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 в оценке покраснения и переднего плана космического микроволнового фонового излучения". Астрофизический журнал. 500 (2): 525–553. arXiv:Astro-ph / 9710327. Bibcode:1998ApJ ... 500..525S. Дои:10.1086/305772.
  11. ^ а б Карделли, Джейсон А.; Клейтон, Джеффри С.; Матис, Джон С. (1989). «Взаимосвязь между инфракрасным, оптическим и ультрафиолетовым поглощением». Астрофизический журнал. 345: 245–256. Bibcode:1989ApJ ... 345..245C. Дои:10.1086/167900.
  12. ^ Валенсич, Линн А.; Клейтон, Джеффри С.; Гордон, Карл Д. (2004). «Свойства поглощения ультрафиолета в Млечном Пути». Астрофизический журнал. 616 (2): 912–924. arXiv:astro-ph / 0408409. Bibcode:2004ApJ ... 616..912V. Дои:10.1086/424922.
  13. ^ Матис, Джон С.; Карделли, Джейсон А. (1992). «Отклонения межзвездных поглощений от среднего R-зависимого закона поглощения». Астрофизический журнал. 398: 610–620. Bibcode:1992ApJ ... 398..610M. Дои:10.1086/171886.
  14. ^ Т. К. Фриц; С. Гиллессен; К. Доддс-Иден; Д. Лутц; Р. Гензель; В. Рааб; Т. Отт; О. Пфуль; Ф. Эйзенхауэр и Ф. Юсуф-Заде (2011). «Линия, выведенная из инфракрасного излучения в направлении центра Галактики». Астрофизический журнал. 737 (2): 73. arXiv:1105.2822. Bibcode:2011ApJ ... 737 ... 73F. Дои:10.1088 / 0004-637X / 737/2/73.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)
  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. ^ а б Majaess, Даниэль; Дэвид Тернер; Иштван Декани; Данте Миннити; Вольфганг Гирен (2016). «Ограничение свойств поглощения пыли с помощью обзора VVV». Астрономия и астрофизика. 593: A124. arXiv:1607.08623. Bibcode:2016A & A ... 593A.124M. Дои:10.1051/0004-6361/201628763.
  17. ^ R (Ks) математически аналогично A (Ks) / E (J − Ks)
  18. ^ Нишьяма, Сёго; Мотохайд Тамура; Хирофуми Хатано; Дайсуке Като; Тошихико Танабэ; Кодзи Сугитани; Тэцуя Нагата (2009). «Закон межзвездного поглощения в отношении центра Галактики III: полосы J, H, KS в системах 2MASS и MKO, а также 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 мкм в системе Spitzer / IRAC». Астрофизический журнал. 696 (2): 1407–1417. arXiv:0902.3095. Bibcode:2009ApJ ... 696.1407N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 696/2/1407.
  19. ^ Предель, П.; Шмитт, Дж. Х. М. М. (1995). «Рентгеновское излучение межзвездной среды: наблюдения с помощью космического аппарата ROSAT гало рассеяния пыли». Астрономия и астрофизика. 293: 889–905. Bibcode:1995A&A ... 293..889P.
  20. ^ Болин, Ральф С.; Блэр Д. Сэвидж; Дж. Ф. Дрейк (1978). «Обзор межзвездного H I по измерениям поглощения L-альфа. II». Астрофизический журнал. 224: 132–142. Bibcode:1978ApJ ... 224..132B. Дои:10.1086/156357.
  21. ^ Диплас, Афанасий; Блэр Д. Сэвидж (1994). "Обзор межзвездного альфа-поглощения H I LY. 2: Интерпретации". Астрофизический журнал. 427: 274–287. Bibcode:1994ApJ ... 427..274D. Дои:10.1086/174139.
  22. ^ Гювер, Толга; Озель, Фериал (2009). «Связь между оптическим поглощением и плотностью столба водорода в Галактике». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 400 (4): 2050–2053. arXiv:0903.2057. Bibcode:2009МНРАС.400.2050Г. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15598.x.
  23. ^ Маршалл, Дуглас Дж.; Робин, A.C .; Reylé, C .; Schultheis, M .; Пико, С. (июль 2006 г.). «Моделирование галактического распределения межзвездного поглощения в трех измерениях». Астрономия и астрофизика. 453 (2): 635–651. arXiv:Astro-ph / 0604427. Bibcode:2006 A&A ... 453..635M. Дои:10.1051/0004-6361:20053842.
  24. ^ Робин, Энни С.; Reylé, C .; Derrière, S .; 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. Дои:10.1051/0004-6361:20031117.
  25. ^ Карделли, Джейсон А.; Сембах, Кеннет Р.; Матис, Джон С. (1992). «Количественная оценка ультрафиолетового поглощения, полученная на основе данных IUE гигантов и сверхгигантов». Астрономический журнал. 104 (5): 1916–1929. Bibcode:1992AJ .... 104.1916C. Дои:10.1086/116367. ISSN  0004-6256.
  26. ^ Стечер, Теодор П. (1965). «Межзвездное поглощение в ультрафиолете». Астрофизический журнал. 142: 1683. Bibcode:1965ApJ ... 142.1683S. Дои:10.1086/148462.
  27. ^ Стечер, Теодор П. (1969). «Межзвездное поглощение в ультрафиолете. II». Астрофизический журнал. 157: L125. Bibcode:1969ApJ ... 157L.125S. Дои:10.1086/180400.
  28. ^ Брэдли, Джон; Дай, ЗР; и другие. (2005). «Астрономическая особенность 2175 Å в частицах межпланетной пыли». Наука. 307 (5707): 244–247. Bibcode:2005Наука ... 307..244B. Дои:10.1126 / science.1106717. PMID  15653501.
  29. ^ а б 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 кривых затухания в ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном диапазонах». Астрофизический журнал. 594 (1): 279–293. arXiv:astro-ph / 0305257. Bibcode:2003ApJ ... 594..279G. Дои:10.1086/376774.
  30. ^ Фитцпатрик, Эдвард Л. (1986). «Средняя кривая межзвездного поглощения Большого Магелланова Облака». Астрономический журнал. 92: 1068–1073. Bibcode:1986AJ ..... 92.1068F. Дои:10.1086/114237.
  31. ^ Миссельт, Карл А.; Джеффри К. Клейтон; Карл Д. Гордон (1999). «Повторный анализ ультрафиолетового поглощения межзвездной пыли в большом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал. 515 (1): 128–139. arXiv:Astro-ph / 9811036. Bibcode:1999ApJ ... 515..128M. Дои:10.1086/307010.
  32. ^ Лекё, Ж.; Морис, Э.; Превот-Бурничон, М.Л.; Превот, Л.; Рокка-Вольмерранж, Б. (1982). «SK 143 - звезда SMC с ультрафиолетовым межзвездным поглощением галактического типа». Астрономия и астрофизика. 113: L15 – L17. Bibcode:1982A & A ... 113L..15L.
  33. ^ Превот, М.Л.; Лекё, Ж.; Превот, Л.; Морис, Э.; Рокка-Вольмерранж, Б. (1984). «Типичное межзвездное вымирание в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика. 132: 389–392. Bibcode:1984A & A ... 132..389P.
  34. ^ Гордон, Карл Д.; Джеффри К. Клейтон (1998). «Погашение пыли, похожее на звездообразование, в Малом Магеллановом облаке». Астрофизический журнал. 500 (2): 816–824. arXiv:Astro-ph / 9802003. Bibcode:1998ApJ ... 500..816G. Дои:10.1086/305774.
  35. ^ Клейтон, Джеффри С.; Карл Д. Гордон; Майкл Дж. Вольф (2000). "Межзвездная пыль типа магеллановых облаков вдоль линий обзора низкой плотности в Галактике". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 129 (1): 147–157. arXiv:Astro-ph / 0003285. Bibcode:2000ApJS..129..147C. Дои:10.1086/313419.
  36. ^ Валенсич, Линн А.; Джеффри К. Клейтон; Карл Д. Гордон; Трейси Л. Смит (2003). "Небольшая межзвездная пыль типа Магелланова облака в Млечном Пути". Астрофизический журнал. 598 (1): 369–374. arXiv:Astro-ph / 0308060. Bibcode:2003ApJ ... 598..369V. Дои:10.1086/378802.
  37. ^ Кальцетти, Даниэла; Энн Л. Кинни; Таиса Сторчи-Бергманн (1994). "Погашение пыли звездных континуумов в галактиках со вспышками звездообразования: закон ультрафиолетового и оптического поглощения". Астрофизический журнал. 429: 582–601. Bibcode:1994ApJ ... 429..582C. Дои:10.1086/174346. HDL:10183/108843.
  38. ^ Гордон, Карл Д.; Даниэла Кальцетти; Адольф Н. Витт (1997). «Пыль в галактиках со вспышками звездообразования». Астрофизический журнал. 487 (2): 625–635. arXiv:Astro-ph / 9705043. Bibcode:1997ApJ ... 487..625G. Дои:10.1086/304654.

дальнейшее чтение

  • Бинни, Дж. И Меррифилд, М. (1998). Галактическая астрономия. Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-00402-0.
  • Ховарт, И. Д. (1983). «БМО и галактическое вымирание». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 203 (2): 301–304. Bibcode:1983МНРАС.203..301Х. Дои:10.1093 / mnras / 203.2.301.
  • Кинг, Д. Л. (1985). «Атмосферное вымирание в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос, Ла-Пальма». Техническая записка RGO / La Palma. 31.
  • Макколл, М. Л. (2004). «Об определении исчезновения по покраснению». Астрономический журнал. 128: 2144–2169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.2144M
  • Rouleau, F .; Henning, T .; Стогниенко, Р. (1997). «Ограничения на свойства межзвездного носителя характеристик 2175Å». Астрономия и астрофизика. 322: 633–645. arXiv:Astro-ph / 9611203. Bibcode:1997A & A ... 322..633R.