Extinktion (Astronomie)

Als Extinktion bezeichnet man in der Astronomie die Schwächung des Lichts von Himmelskörpern beim Durchgang durch die Erdatmosphäre oder interstellare Materie.

Unter dem Begriff Extinktion wird die Schwächung durch tatsächliche Absorption im durchquerten Medium sowie durch Streuung zusammengefasst. Diese Schwächung ist von der Wellenlänge abhängig, also mit einer Verfärbung verbunden. Sie hängt außerdem von der Masse der durchstrahlten Atmosphäre sowie von deren spezifischen Gehalten an Wasserdampf, Kohlendioxid, Ozon, Wolken, und Aerosol ab.

Extinktion in der Erdatmosphäre

Die Extinktion in der Erdatmosphäre hängt vom Standort, der Wellenlänge und der Zenitdistanz ab. Steht ein Stern oder anderer Himmelskörper in Horizontnähe, so ist der Weg durch die Atmosphäre länger und die Lichtschwächung größer. Die atmosphärische Extinktion nimmt also mit der Zenitdistanz zu. Da blaues Licht in der Atmosphäre stärker als rotes Licht gestreut wird, erscheinen Gestirne in Horizontnähe rötlich.

Interstellare Extinktion

Datei:Interstellar extinction curve.jpg

Interstellare Extinktionskurve (Skizze). Der Extinktionsparameter $A_{\lambda }$ ist durch den Entfernungsmodul gegeben.

Die Extinktion im interstellaren Medium entsteht hauptsächlich durch interstellaren Staub. Für verschiedene Sichtlinien in unserer Milchstraße sind die Extinktionswerte durch die unregelmäßige Struktur des interstellaren Mediums sehr verschieden. Der Extinktionsparameter $A_{\lambda }$ ist durch den Entfernungsmodul definiert:

$m_{\lambda }-M_{\lambda }=5\,\log \,d-5+A_{\lambda }$

Wegen der negativ-logarithmischen Skala bedeuten große positive Werte eine geringe Helligkeit, deswegen geht der (abschwächende) Extinktionsparameter hier positiv ein! Ferner bezeichnen:

• $m_{\lambda }$ die scheinbare Helligkeit bei der Wellenlänge $\lambda$,
• $M_{\lambda }$ die absolute Helligkeit bei der Wellenlänge $\lambda$,
• $d$ die Entfernung der Quelle in Parsec.
• $A_{\lambda }$ die Extinktion bei der Wellenlänge $\lambda$,

Die Extinktion in Abhängigkeit von der Wellenlänge wird als Extinktionskurve (siehe Abbildung) dargestellt. Im optischen Bereich (UBV) variiert die Extinktion nur wenig, ist jedoch nicht konstant. Dies führt dazu, dass anfänglich weißes Licht durch die interstellare Extinktion nicht nur abgeschwächt, sondern auch noch verfärbt wird! Der blaue Anteil wird stärker absorbiert/gestreut als der rote Anteil, was zu einer Rötung des Lichtes führt. Im Bereich der Infrarot- und Radiowellen ist die interstellare Extinktion sehr klein, d.h. in diesen Spektralbereichen kann man (z.B. das galaktische Zentrum) nahezu ungestört beobachten. Im hochenergetischen Spektrum wächst die Extinktion dagegen sehr stark an.

Die interstellare Extinktion wird durch Staub dominiert. Der UV-Bump bei 220nm wird wahrscheinlich durch Graphitteilchen verursacht. Eine genaue Erklärung des Verlaufs der Extinktionskurve ist zurzeit noch nicht möglich, da es noch kein konsistentes Modell für die Zusammensetzung des interstellaren Staubs gibt.

Siehe auch: Scheinbare Helligkeit, Farben-Helligkeits-Diagramm