Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini (absorbasyonunu) anlatmak için kullanılır. Yıldızlararası sönümleme Robert Julius Trumpler tarafından 1930 yılında tanındı. Ancak, etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin tarafından 1847 yılında belirtilmiştir. Ve bu yıldızların renkleri üzerindeki etkisi, onu galaktik tozun genel varlığı ile irtibatlamamış bazı kişilerce gözlemlenmiştir. Samanyolu'nun düzlemine yakın uzanan yıldızlar dünyanın birkaç bin parseki içinde olup V bandındaki tükenme kiloparsec başına 1,8 büyüklüğündedir.
Dünyadaki gözlemciler için, sönme hem yıldızlararası ortamda (ISM) hem de Dünya’nın atmosferinden doğar; ayrıca, gözlemlenen bir nesnenin etrafını çevreleyen tozdan da ortaya çıkabilir. (Örneğin, X-ışını, mor ötesi ve kızıl ötesi gibi) bazı dalga boyu bölgelerinde güçlü atmosferik sönme uzay temelli gözlemlerin kullanılmasını gerekli kılmaktadır. Mavi ışık kırmızı ışıktan çok daha fazla güçle zayıflatılmış olduğundan sönme, nesneleri beklenenden daha kırmızı görünmesine neden olmakta ve bu görüngü de yıldızlararası kızarma (kırmızılaşma) olarak anılmaktadır.
Genel özellikler
Yıldızlararası toz mavi ışığı, kırmızı ışık dalgalarından daha çok emip dağıttığı için yıldızlararası kızarma (kırmızılaşma) meydana gelir. Bu etki, dünya atmosferindeki toz partiküllerinin güneşin battığında oluşturduğu kızıllığa benzerlik göstermektedir. Kabaca ifade etmek gerekirse yıldızlararası solma kısa dalga boylarında en güçlü hale gelmektedir. Bu durum gözlemlenen şekilde bir değişikliğe neden olmaktadır. özellikleri (yoğunluğun azaldığı dalga boyu bantları) bu genel yapı üzerine bindirilmiştir. Ki bu yapılar orijinlerin değişik bir varyasyonu olup yıldızlararası materyallerin kimyasal kompozisyonu ile ilgili olarak ipuçları vermektedir, örneğin toz tanecikleri. Bilinen absorbasyon özellikleri; 2175 Å dağınık yıldızlararası bantları, 3.1 μm su buz özellikleri ve 10 ile 18 μm oranında silikat yapıyı içerir.
Güneş mahallesinde (sisteminde) Johnson-Cousins V-band’ındaki yıldızlararası solma oranı, yıldızlararası tozun kümelenmesinden dolayı genellikle 0.7-1.0 mag/kpc oranında alınmaktadır. Bu bir yıldızın parlaklığını, bizden oldukça uzakta her kilopersek için V bandında 2’nin yaklaşık bir faktörü olarak azaltılacağı anlamına gelmektedir.
Sönme oranı belirli istikamettekilerden belirgin bir şekilde yüksek olabilmektedir. Örneğin galaktik merkezin bazı bölgelerindeki sönme, optikaldeki sönmeden 30 manyetütten fazla olmaktadır. Bu da 1012 üzerinden bir optikal fotondan daha az oranda nüfuz ettiği anlamına gelmektedir. Bu durum ekstra-galaktik gökyüzü görünümümüzün ciddi bir şekilde engellendiği “kaçınma bölgesi” olarak adlandırılan bölgede olur ve Dwingeloo 1 gibi arka plan galaksiler, sadece radyo ve kızılötesi gözlemler yoluyla son zamanlarda keşfedilmiştir.
Kendi galaksimiz Samanyolu’ndaki yakın kızıl ötesi sönme eğrisi (0.125 to 3.5 μm) boyunca ultraviyolenin genel şekli oldukça iyi tek bir parametre R (V) ile karakterize edilir. Öyle ki, R(V) galakside farklı görüntü çizgileri boyunca farklılık göstermekle beraber bu yegâne karakterizasyon parametresinden gelen bilinen sapmalar da bulunmaktadır. Sönme yasasının, orta kızılötesi dalga boyu aralığı içine doğru gelişme göstermesi, absorbasyon özelliklerinden kaynaklanan farklı katkıların ve uygun hedeflerin yetersizliğinden dolayı zor görünmektedir.
R(V), A(V)/E(B-V) olarak tanımlanmaktadır ve bantlardaki sönme selektif olarak E(B-V)= A(B)-A(V), toplamın ölçümü içinse (A(V) ifade edilmektedir. A(V) ve A(B) B ve V filtre bantlarındaki “toplam sönmeyi” ifade eder. Litaretürde kullanılan diğer bir ölçme aracı ise, V bandındaki toplam sönme ile dalga boyundaki toplam sönmenin mukayese edilmesi durumunda ortaya çıkan λ dalga boyundaki A(λ)/A(V) mutlak sönmesidir.
R (V)’nin sönmeye neden toz tanelerinin ortalama boyutu ile ilişkili olduğu bilinmektedir. Kendi galaksimiz olan Samanyolu için R(V) için tipik değer 3,1’dir fakat bu değer görmenin farklı çizgileri için 2,5 ve 6 arasındadır.
(cm−2 ile ölçülen) nötr hidrojen atomu kolonu ile (magnitüt olarak ölçülen) toplam sönme A(V) arasındaki ilişki, bu yıldızlararası ortamdaki gaz ve toz arasındaki bağın nasıl olduğunu ortaya koymaktadır. Samanyolu’ndaki saçılmış X-ışını haleleri ve kırmızılaşmış yıldızlı ultraviyole spektroskopisi kullanarak ortaya konulan bilimsel çalışmalarda Predehl ve Schmitt, NH ve A(V) arasındaki bağı yaklaşık olarak bulmuşlardır.
:![image]()
Astronomlar; çıplak gözle ve yakın kızılötesi yıldız gözlemleri yoluyla ve galaksideki yıldızların dağılımının bir modelini kullanarak kendi galaksimizin güneş sisteminde sönmenin üç boyutlu bir dağılımı saptamışlardır. Diğer sarmal gökadalar gözlendiği gibi sönmeye neden oluşturan tozlar, spiral kollar boyunca uzanmaktadır.
Bir nesneye doğru sönmenin ölçümlenmesi
Bir yıldızın sönme eğrisinin ölçümlenmesi için, yıldızın spektrumu (kırmızılaşmamış) sönme tarafından henüz etkilenmemiş bilinen benzer yıldızların gözlemlenen spektrumu ile mukayese edilir. Mukayese için gözlemlenen spektrum yerine teorik spektrumun da kullanılması mümkündür, fakat bu daha az yaygındır. Emisyon nebulası durumunda, nebuladaki yoğunluk ve ısı tarafından etkilenmemesi gereken iki emisyon çizgisine bakmak daha yaygındır. Örneğin, hidrojen beta emisyonuna hidrojen alfa oranı, nebulada hâkim bulunan geniş orandaki koşulların altında olup her daim 2.58 oranındadır. 2,85 dışında bir oranı dolayısıyla sönme nedeniyle olmalıdır ve tükenme miktarı bu şekilde hesaplanabilir.
2175-angström özelliği
Samanyolu içindeki birçok objenin sönme eğrilerinin ölçülmesinde önemli bir özellik, elektromanyetik spektrumun morötesi bölgesine doğru gelişen yaklaşık 2175 Å oranındaki geniş 'yumru'dur. Bu özellik ilk olarak 1960’larda gözlemlenmiştir, fakat kökeni hala iyi anlaşılmış değildir. PAH molekülleri karışımlı grafit parçacıklar içeren bu yumruyu açıklamak için çeşitli modeller sunulmuştur. Gezegenler arası toz parçacıklarında (IDP) bulunan yıldızlararası tanelerle ile ilgili yapılan araştırmalar bu özelliği gözlemlemiş ve bu tanecikler içinde bulunan şekilsiz silikat ve taşıyıcıları belirlemiştir.
Diğer galaksilerin Sönme eğrileri
Standart söndürme eğrisinin şekli, galaksiden galaksiye farklılıklar gösteren ISM kompozisyonuna bağlıdır. Lokal grupta saptanmış en iyi sönme eğrisi Samanyolu’nda bulunan Büyük Macellan bulutu (LMC) ile Küçük Macellan bulutlarıdır(SMC) .
Büyük Macellan Bulutunda; Samanyolu’nun ve Büyük Macellan Bulutu'nun (LMC) herhangi bir yerinde görünenden daha güçlü, (Doratus yıldız yağmuru bölgesine yakın) ile bağlantılı bölgede uzak-ultraviyole sönmesi ve daha zayıf bir 2175 Å yumrulu ultraviyole sönmesi karakteristiği gösteren önemli varyasyon bulunmaktadır. Küçük Macellan Bulutunda; yıldız oluşumunda çok güçlü uzak UV sönmesinin ve 2175 Å olmadığı daha aşırı bir varyasyon görülürken oldukça hareketsiz Wing’de ise daha normal ultraviyole sönmesi görülür.
Bu çeşitli galaksilerdeki ISM bileşimine dair ipuçlarını veriyor. Önceki LMC, SMC ve Samanyolu’ndaki farklı ortalama sönme eğrilerinin, üç galaksideki farklı metal yapısının (metallicities) sonucu olduğu düşünülmekteydi: LMC’nin metalisitesi Samanyolu’ndakinin yaklaşık % 40 kadar iken, SMC’deki de yaklaşık % 10 civarındadır. Samanyolu’nda bulunanlara benzer hem LMC hem de SMC de sönme eğrilerinin bulunması ve ayrıca SMC Bar’ı ile LMC2 supershell’inde bulunanlara çok benzer gibi görünen Samanyolu’nda sönme eğrilerinin bulunması konuya yeni bir yorum getirmiştir. Samanyolu ve Macellan Bulutlarında görülen eğrilerdeki varyasyonlar buna karşılık yıldız oluşumu yanında bulunan toz zerreciklerinin sonucunda oluşurlar. Bu yorum (yoğun yıldız oluşumu dilimlerine maruz kalan) yıldız yağmuru galaksilerinde yapılan çalışmalarla desteklenmektedir. Ki burada toz bulutları 2175 Å yumrusu içermemektedir.
Atmosferik sönme
Atmosferik sönme konumu ve rakıma göre değişir. Astronomik gözlemevleri, etkili ve doğru gözlemleri mümkün kılmak için genelde çok doğru bir şekilde yerel sönme eğrisini karakterize edebiliyorlar. Bununla birlikte, atmosfer; gözlemleri yapmak için uyduların kullanılmasını gerektiren birçok dalga boylarına tamamıyla açık değildir.
Atmosferik söndürmenin üç ana bileşeni vardır: hava molekülleri tarafından Rayleigh saçılması, aerosoller tarafından saçılma ve moleküler emilimi. Moleküler emme, buna Dünya’ya neden olduğu dolayı ("tellürik" "karasal" ile eş anlamlıdır).genellikle 'tellürik emme' olarak adlandırılır. Tellürik emmenin en önemli kaynakları yakın ultraviyole, su kızıl ötesinde güçlü bir şekilde emilen moleküler oksijen ve ozon’durlar.
Atmosferik tükenme miktarı, bir nesnenin yüksekliğine, ufka maksimum yakınlığına ve zirvede en düşük pozisyonda olma durumuna bağlıdır. Bu miktar, gözlem süresi boyunca hesaplanan ortalama hava kütlesi tarafından standart atmosferik söndürme eğrisi çarpılarak hesaplanır.
Yıldızlararası kırmızılaşma
Astronomide yıldızlararası kırmızılaşma yıldızlararası sönme ile ilgili bir fenomen olup bu yıldızlararası sönmede bir radyasyon kaynağından ileri gelen elektromanyetik radyasyon, özellikle objenin yaydığı radyasyondan kaynaklanan karakteristikleri değiştiriyor. Kırmızılaşma yıldızlararası ortamdaki toz ve diğer maddelerin açığına vuran ışık saçılması nedeniyle oluşur. Yıldızlararası kırmızılaşma kırmızıya kaymadan kaynaklanan farklı bir fenomendir. Kırmızıya kayma, bozulma olmadan spektrumların orantılı frekans kaymalarıdır. Kırmızılaşma, özellikle değişmeden spektroskopik çizgiler bırakarak (daha kırmızı olan optikal ışıkta) daha uzun dalga boyu fotonları geride bırakarak, bir yayılan spektrumdan gelen kısa dalga boylu fotonları hareket ettirir. Herhangi fotometrik sistemde yıldızlararası kırmızılaşma renk fazlalığı ile tarif edilebilir. Bu durum bir nesnenin gözlenen renk indeksi ve (bazen normal renk indeksi olarak ifade edilir) kendi içsel renk indeksi arasındaki fark olarak tanımlanır. Bir nesnenin iç renk endeksi, sönmeden etkilenmemesi durumunda ortaya çıkacak olan teorik renk endeksi olur. UBV fotometrik sisteminde renk artışı, 
B-V renk (colour) ile ilgilidir. Ki bu da,
Kaynakça
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Sonme gozlemci ve astronomik obje arasinda ortaya cikan gaz ve tozun olusturdugu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini absorbasyonunu anlatmak icin kullanilir Yildizlararasi sonumleme Robert Julius Trumpler tarafindan 1930 yilinda tanindi Ancak etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve nin tarafindan 1847 yilinda belirtilmistir Ve bu yildizlarin renkleri uzerindeki etkisi onu galaktik tozun genel varligi ile irtibatlamamis bazi kisilerce gozlemlenmistir Samanyolu nun duzlemine yakin uzanan yildizlar dunyanin birkac bin parseki icinde olup V bandindaki tukenme kiloparsec basina 1 8 buyuklugundedir Dunyadaki gozlemciler icin sonme hem yildizlararasi ortamda ISM hem de Dunya nin atmosferinden dogar ayrica gozlemlenen bir nesnenin etrafini cevreleyen tozdan da ortaya cikabilir Ornegin X isini mor otesi ve kizil otesi gibi bazi dalga boyu bolgelerinde guclu atmosferik sonme uzay temelli gozlemlerin kullanilmasini gerekli kilmaktadir Mavi isik kirmizi isiktan cok daha fazla gucle zayiflatilmis oldugundan sonme nesneleri beklenenden daha kirmizi gorunmesine neden olmakta ve bu gorungu de yildizlararasi kizarma kirmizilasma olarak anilmaktadir Genel ozelliklerYildizlararasi toz mavi isigi kirmizi isik dalgalarindan daha cok emip dagittigi icin yildizlararasi kizarma kirmizilasma meydana gelir Bu etki dunya atmosferindeki toz partikullerinin gunesin battiginda olusturdugu kizilliga benzerlik gostermektedir Kabaca ifade etmek gerekirse yildizlararasi solma kisa dalga boylarinda en guclu hale gelmektedir Bu durum gozlemlenen sekilde bir degisiklige neden olmaktadir ozellikleri yogunlugun azaldigi dalga boyu bantlari bu genel yapi uzerine bindirilmistir Ki bu yapilar orijinlerin degisik bir varyasyonu olup yildizlararasi materyallerin kimyasal kompozisyonu ile ilgili olarak ipuclari vermektedir ornegin toz tanecikleri Bilinen absorbasyon ozellikleri 2175 A daginik yildizlararasi bantlari 3 1 mm su buz ozellikleri ve 10 ile 18 mm oraninda silikat yapiyi icerir Gunes mahallesinde sisteminde Johnson Cousins V band indaki yildizlararasi solma orani yildizlararasi tozun kumelenmesinden dolayi genellikle 0 7 1 0 mag kpc oraninda alinmaktadir Bu bir yildizin parlakligini bizden oldukca uzakta her kilopersek icin V bandinda 2 nin yaklasik bir faktoru olarak azaltilacagi anlamina gelmektedir Sonme orani belirli istikamettekilerden belirgin bir sekilde yuksek olabilmektedir Ornegin galaktik merkezin bazi bolgelerindeki sonme optikaldeki sonmeden 30 manyetutten fazla olmaktadir Bu da 1012 uzerinden bir optikal fotondan daha az oranda nufuz ettigi anlamina gelmektedir Bu durum ekstra galaktik gokyuzu gorunumumuzun ciddi bir sekilde engellendigi kacinma bolgesi olarak adlandirilan bolgede olur ve Dwingeloo 1 gibi arka plan galaksiler sadece radyo ve kizilotesi gozlemler yoluyla son zamanlarda kesfedilmistir Kendi galaksimiz Samanyolu ndaki yakin kizil otesi sonme egrisi 0 125 to 3 5 mm boyunca ultraviyolenin genel sekli oldukca iyi tek bir parametre R V ile karakterize edilir Oyle ki R V galakside farkli goruntu cizgileri boyunca farklilik gostermekle beraber bu yegane karakterizasyon parametresinden gelen bilinen sapmalar da bulunmaktadir Sonme yasasinin orta kizilotesi dalga boyu araligi icine dogru gelisme gostermesi absorbasyon ozelliklerinden kaynaklanan farkli katkilarin ve uygun hedeflerin yetersizliginden dolayi zor gorunmektedir R V A V E B V olarak tanimlanmaktadir ve bantlardaki sonme selektif olarak E B V A B A V toplamin olcumu icinse A V ifade edilmektedir A V ve A B B ve V filtre bantlarindaki toplam sonmeyi ifade eder Litareturde kullanilan diger bir olcme araci ise V bandindaki toplam sonme ile dalga boyundaki toplam sonmenin mukayese edilmesi durumunda ortaya cikan l dalga boyundaki A l A V mutlak sonmesidir R V nin sonmeye neden toz tanelerinin ortalama boyutu ile iliskili oldugu bilinmektedir Kendi galaksimiz olan Samanyolu icin R V icin tipik deger 3 1 dir fakat bu deger gormenin farkli cizgileri icin 2 5 ve 6 arasindadir cm 2 ile olculen notr hidrojen atomu kolonu ile magnitut olarak olculen toplam sonme A V arasindaki iliski bu yildizlararasi ortamdaki gaz ve toz arasindaki bagin nasil oldugunu ortaya koymaktadir Samanyolu ndaki sacilmis X isini haleleri ve kirmizilasmis yildizli ultraviyole spektroskopisi kullanarak ortaya konulan bilimsel calismalarda Predehl ve Schmitt NH ve A V arasindaki bagi yaklasik olarak bulmuslardir NHA V 1 8 1021 atoms cm 2 mag 1 displaystyle frac N H A V approx 1 8 times 10 21 mbox atoms mbox cm 2 mbox mag 1 Astronomlar ciplak gozle ve yakin kizilotesi yildiz gozlemleri yoluyla ve galaksideki yildizlarin dagiliminin bir modelini kullanarak kendi galaksimizin gunes sisteminde sonmenin uc boyutlu bir dagilimi saptamislardir Diger sarmal gokadalar gozlendigi gibi sonmeye neden olusturan tozlar spiral kollar boyunca uzanmaktadir Bir nesneye dogru sonmenin olcumlenmesiBir yildizin sonme egrisinin olcumlenmesi icin yildizin spektrumu kirmizilasmamis sonme tarafindan henuz etkilenmemis bilinen benzer yildizlarin gozlemlenen spektrumu ile mukayese edilir Mukayese icin gozlemlenen spektrum yerine teorik spektrumun da kullanilmasi mumkundur fakat bu daha az yaygindir Emisyon nebulasi durumunda nebuladaki yogunluk ve isi tarafindan etkilenmemesi gereken iki emisyon cizgisine bakmak daha yaygindir Ornegin hidrojen beta emisyonuna hidrojen alfa orani nebulada hakim bulunan genis orandaki kosullarin altinda olup her daim 2 58 oranindadir 2 85 disinda bir orani dolayisiyla sonme nedeniyle olmalidir ve tukenme miktari bu sekilde hesaplanabilir 2175 angstrom ozelligiSamanyolu icindeki bircok objenin sonme egrilerinin olculmesinde onemli bir ozellik elektromanyetik spektrumun morotesi bolgesine dogru gelisen yaklasik 2175 A oranindaki genis yumru dur Bu ozellik ilk olarak 1960 larda gozlemlenmistir fakat kokeni hala iyi anlasilmis degildir PAH molekulleri karisimli grafit parcaciklar iceren bu yumruyu aciklamak icin cesitli modeller sunulmustur Gezegenler arasi toz parcaciklarinda IDP bulunan yildizlararasi tanelerle ile ilgili yapilan arastirmalar bu ozelligi gozlemlemis ve bu tanecikler icinde bulunan sekilsiz silikat ve tasiyicilari belirlemistir Diger galaksilerin Sonme egrileriYukaridaki cizim MW LMC2 LMC ve SMC cizgileri icin ortalama sonme egrilerini gostermektedir Egriler UV yi vurgulamak icin 1 dalga boyuna karsi cizilmistir Standart sondurme egrisinin sekli galaksiden galaksiye farkliliklar gosteren ISM kompozisyonuna baglidir Lokal grupta saptanmis en iyi sonme egrisi Samanyolu nda bulunan Buyuk Macellan bulutu LMC ile Kucuk Macellan bulutlaridir SMC Buyuk Macellan Bulutunda Samanyolu nun ve Buyuk Macellan Bulutu nun LMC herhangi bir yerinde gorunenden daha guclu Doratus yildiz yagmuru bolgesine yakin ile baglantili bolgede uzak ultraviyole sonmesi ve daha zayif bir 2175 A yumrulu ultraviyole sonmesi karakteristigi gosteren onemli varyasyon bulunmaktadir Kucuk Macellan Bulutunda yildiz olusumunda cok guclu uzak UV sonmesinin ve 2175 A olmadigi daha asiri bir varyasyon gorulurken oldukca hareketsiz Wing de ise daha normal ultraviyole sonmesi gorulur Bu cesitli galaksilerdeki ISM bilesimine dair ipuclarini veriyor Onceki LMC SMC ve Samanyolu ndaki farkli ortalama sonme egrilerinin uc galaksideki farkli metal yapisinin metallicities sonucu oldugu dusunulmekteydi LMC nin metalisitesi Samanyolu ndakinin yaklasik 40 kadar iken SMC deki de yaklasik 10 civarindadir Samanyolu nda bulunanlara benzer hem LMC hem de SMC de sonme egrilerinin bulunmasi ve ayrica SMC Bar i ile LMC2 supershell inde bulunanlara cok benzer gibi gorunen Samanyolu nda sonme egrilerinin bulunmasi konuya yeni bir yorum getirmistir Samanyolu ve Macellan Bulutlarinda gorulen egrilerdeki varyasyonlar buna karsilik yildiz olusumu yaninda bulunan toz zerreciklerinin sonucunda olusurlar Bu yorum yogun yildiz olusumu dilimlerine maruz kalan yildiz yagmuru galaksilerinde yapilan calismalarla desteklenmektedir Ki burada toz bulutlari 2175 A yumrusu icermemektedir Atmosferik sonmeAtmosferik sonme konumu ve rakima gore degisir Astronomik gozlemevleri etkili ve dogru gozlemleri mumkun kilmak icin genelde cok dogru bir sekilde yerel sonme egrisini karakterize edebiliyorlar Bununla birlikte atmosfer gozlemleri yapmak icin uydularin kullanilmasini gerektiren bircok dalga boylarina tamamiyla acik degildir Atmosferik sondurmenin uc ana bileseni vardir hava molekulleri tarafindan Rayleigh sacilmasi aerosoller tarafindan sacilma ve molekuler emilimi Molekuler emme buna Dunya ya neden oldugu dolayi tellurik karasal ile es anlamlidir genellikle tellurik emme olarak adlandirilir Tellurik emmenin en onemli kaynaklari yakin ultraviyole su kizil otesinde guclu bir sekilde emilen molekuler oksijen ve ozon durlar Atmosferik tukenme miktari bir nesnenin yuksekligine ufka maksimum yakinligina ve zirvede en dusuk pozisyonda olma durumuna baglidir Bu miktar gozlem suresi boyunca hesaplanan ortalama hava kutlesi tarafindan standart atmosferik sondurme egrisi carpilarak hesaplanir Yildizlararasi kirmizilasmaAstronomide yildizlararasi kirmizilasma yildizlararasi sonme ile ilgili bir fenomen olup bu yildizlararasi sonmede bir radyasyon kaynagindan ileri gelen elektromanyetik radyasyon ozellikle objenin yaydigi radyasyondan kaynaklanan karakteristikleri degistiriyor Kirmizilasma yildizlararasi ortamdaki toz ve diger maddelerin acigina vuran isik sacilmasi nedeniyle olusur Yildizlararasi kirmizilasma kirmiziya kaymadan kaynaklanan farkli bir fenomendir Kirmiziya kayma bozulma olmadan spektrumlarin orantili frekans kaymalaridir Kirmizilasma ozellikle degismeden spektroskopik cizgiler birakarak daha kirmizi olan optikal isikta daha uzun dalga boyu fotonlari geride birakarak bir yayilan spektrumdan gelen kisa dalga boylu fotonlari hareket ettirir Herhangi fotometrik sistemde yildizlararasi kirmizilasma renk fazlaligi ile tarif edilebilir Bu durum bir nesnenin gozlenen renk indeksi ve bazen normal renk indeksi olarak ifade edilir kendi icsel renk indeksi arasindaki fark olarak tanimlanir Bir nesnenin ic renk endeksi sonmeden etkilenmemesi durumunda ortaya cikacak olan teorik renk endeksi olur UBV fotometrik sisteminde renk artisi EB V displaystyle E B V B V renk colour ile ilgilidir Ki bu da EB V B V observed B V intrinsic displaystyle E B V B V text observed B V text intrinsic Kaynakca