Dust Attenuation caused by Isothermal Turbulent Media Jörg Fischera Research School of Astronomy and Astrophysics, Institute of Advanced Studies, The Australian National University, Cotter Road, Weston Creek, ACT 2611 Australia2004 Abstract. Our ability to correct the observational photometry of galaxies depends upon our knowl- edge of the attenuation of light produced by the dust contained in the interstellar medium. WeDec will present a model based on the statistical properties of the local density in isothermal turbu- lence which might be appropriate to calculate the radiative transport through the diffuse interstellar medium. The model will be applied to study the attenuation caused by a distant foreground screen16 and a non scattering slab where the sources are mixed within the turbulent medium. It will be shown how the turbulent structure affects the attenuation curve and how the attenuation curve varies with the thickness of a foreground screen. INTRODUCTION It is a well known phenomena that the collective star light from galaxies, in particular at UV and optical wavelengths, is obscured by dust grains distributed in the diffuse interstellar medium. To derive accurate measurements of important parameters such as the star-formation rate as a function of redshift, the famous Madau-plot [1], a correction can be essential but is still uncertain. For sake of clarity we want to differentiate between the dust extinction in the case of point sources such as stars and the attenuation in the case of extended sources such as galaxies. In this scheme the dust extinction is caused by dust absorption and dust scattering along the line of sight and is simply proportional to the wavelength dependentarXiv:astro-ph/0412417v1 extinction coefficient kλ and the column density N. In contrast the dust attenuation is the wavelength dependent loss of the intrinsic light of all stars and can be explained by an effective optical…

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발췌문 한글 번역 (Korean Translation of Excerpt)

등온 난기류 미디어 Jörg Fischera 천문학 및 천체 물리학 연구소, Act Weston Creek, Cotter Road, Act 2611 Australia2004 Abstract에 의한 지분 난류 미디어 Jörg Fischera Research School of Advanced Studies로 인한 먼지 감쇠. 은하의 관찰 광도계를 교정하는 우리의 능력은 성간 매체에 포함 된 먼지에 의해 생성 된 빛의 감쇠에 대한 우리의 지식에 달려 있습니다. WEDEC는 등온성 터물로 국소 밀도의 통계적 특성을 기반으로 한 모델을 제시 할 것이다. 이는 확산 성간 매체를 통해 복사 수송을 계산하기에 적합 할 수있다. 이 모델은 먼 전경 스크린 (16)과 비 산란 슬래브로 인한 감쇠를 연구하기 위해 적용될 것이다. 난류 구조가 감쇠 곡선에 어떻게 영향을 미치는지, 감쇠 곡선이 전경 스크린의 두께에 따라 어떻게 변하는 지 보여줍니다. 소개 은하, 특히 UV 및 광학 파장에서 은하의 집단 별 빛이 확산 성간 매체에 분포 된 먼지 입자에 의해 가려진 것은 잘 알려진 현상이다. Redshift의 함수 인 유명한 Madau-Plot [1]의 함수로서 스타 형성 속도와 같은 중요한 매개 변수의 정확한 측정을 도출하려면 보정이 필수적이지만 여전히 불확실합니다. 명확성을 위해 우리는 별과 같은 포인트 소스의 경우 먼지 멸종과 은하계와 같은 확장 된 소스의 경우 감쇠를 구별하려고합니다. 이 체계에서 먼지 멸종은 시선을 따라 먼지 흡수와 먼지가 산란에 의해 야기되며, 파장 의존적 인 타르 XIV : Astro-PH/0412417V1 멸종 계수 Kλ 및 컬럼 밀도 N에 비례합니다. 대조적으로 먼지 감쇠는 모든 별의 내성적 인상의 파장 의존적 손실입니다.