減光_(天文)

ウィキペディア

減光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/10/06 22:27 UTC 版)

天文学における減光（げんこう、extinction）とは、天体から放射された電磁波が、その進行する空間に存在する物質によって吸収や散乱を受けることで、観測者に到達する電磁波のエネルギー総量が減る現象、及びその減衰量を表す指標のことである。

星間減光（赤化）の概略図

減光の最も重要な要因は、星間物質によるものである。観測する天体によっては、銀河間物質や、天体を取り巻く星周物質、周銀河物質によっても生じる。また、観測者が地上にいる場合には、星間物質に加えて、地球の大気による天体からの電磁波の吸収・散乱の影響も重要となる。電磁波の波長によっては、大気中の分子による減光は非常に強く、ガンマ線、X線、紫外線、一部の波長の赤外線と電波は、地上からは観測できないが、宇宙望遠鏡などの特別な手段による観測では、全ての波長で高感度の観測ができる。

可視光から近赤外線の波長域では、波長が長い（つまり赤い）光ほど減光を受けにくいため、減光が大きいほど天体の色は赤く見える。このことから、減光は赤化とも呼ばれる。

略史

1784年の観測によって、ウィリアム・ハーシェルは、夜空に恒星が全く見えない領域が存在することに言及しており、これが宇宙空間において天体の光が減光を受けた結果が、初めて記録された例とみられる。

しかし、ハーシェルの発見後も、なぜ星がみえないかの理解は進まなかった。それから何十年も経過し、今度はヴィルヘルム・シュトルーヴェが、太陽から遠ざかれば遠ざかる程、単位体積当たりにみえる恒星の数が少なくなることに気が付いた。シュトルーヴェはこの現象を、星間空間で何らかの効果により天体の光が暗くなると仮定し、その効果を1kpc（およそ3,260光年）遠ざかるごとに1等級暗くなると見積もった。この推定は、現代の減光則が大まかに1kpc当たり0.7から1等級としているものに近い。

20世紀になると、減光は希薄な星間物質が天体の光を吸収・散乱することによって起こると考えられるようになり、その決定的な証拠は、1930年にトランプラーによって得られたとされる。トランプラーは、減光が銀河面付近で主に起きていることや、遠い天体程本来の色より赤くみえることから、減光が選択的に起こり、短い波長の光の方が大きな減光を受ける波長依存性も明らかにした。

星間減光（星間赤化）

暗黒星雲バーナード68の画像にみられる星間赤化の効果。左の画像では、可視光（B、Vバンド）を青と緑、赤外線（Iバンド）を赤に、右の画像では可視光（Bバンド）を青、赤外線（I、Kバンド）を緑と赤に割り当てた疑似色で可視化したもので、波長が長い方が赤い色になるように処理されている。暗黒星雲の背後にある恒星は、長い波長の赤外線（Kバンド）でだけ見通せるので、赤くみえる。出典: ESO

星間減光は、星間空間に存在している微粒子による吸収や散乱によって、宇宙空間を伝播する電磁波がさえぎられて弱められる効果のことである。星間減光においても、波長が長い光ほど減光の効果が弱まるため、減光が大きいほど天体の色は赤く見える。そのため、星間減光は星間赤化ともいう。星間赤化は、波長が短い電磁波が弱められ、波長が長い電磁波はあまり弱められないため、長い波長の電磁波が相対的に強くなり、スペクトルの曲線が本来のものから変化する。一方で、輝線や吸収線といったスペクトル成分の波長そのものは変化しない。この点で、スペクトルの曲線が形を変えずに、全体として波長がずれることで色が変化するドップラー偏移とは異なり、星間赤化が赤方偏移とは全く別の現象であることがわかる。

赤化の度合を示す指標は、色超過と呼ばれる。色超過の量は、スペクトルなどから推定される減光を受ける前の天体の色に対する、実際に観測された減光を受けた後の天体の色の違いとして定義される。測光システムにおいては、天体の色を色指数で表し、例えば1950年代に開発され、以後最も広く用いられているジョンソンのUBVシステムでは、Bバンドの等級 $B$

暗黒星雲に覆われたハービッグ・ハロー天体HH 46/47の赤外線スペクトル。10μm付近にケイ酸塩の深い吸収帯がみえる。出典: NASA / JPL-Catelch / A. Noriega-Crespo

顕著な吸収成分としては、波長2,175Å付近に特徴的な色超過の上昇がみられるほか、波長10μmと18μm付近にも色超過の上昇がみられる。前者は炭素化合物、後者はケイ素化合物の成分ではないかと推定される。その他にも、「ぼやけた星間線」や、波長3.1μmの水の成分などが存在する。

天体の減光の測定

減光量は、天体までの距離と、その間にある星間物質の量とに依存するので、直接測定することは難しい。天体の絶対等級と距離に関する情報があれば、減光を受けない場合の天体の視等級を推定できるので、減光量を直接評価することができるが、天体の距離を正確に決定するのは困難である。そのため、減光量を測定するには、観測によって相対的な減光量のスペクトル、即ち減光曲線を求め、そこから減光量に換算することで、間接的に求める。観測では、地球にとても近く、星間減光が十分に小さい天体（基準天体）と、スペクトルが同じ分類で星間減光を受けている天体とを比較する。

絶対的な減光量は、ある波長で天体の光が何等級暗くなったかで表され、波長λにおける減光量 $A(\lambda )$

銀河系の全方位画像。中央が銀河中心方向で、その周辺の銀河面付近には、強い吸収を受けた暗黒帯がみられる。出典: ESO / S. Bruner

しかし、星間減光量は、どの方向でも同じわけではなく、特定の方向で大きくなることがある。例えば、銀河中心方向では、渦状腕に分布する暗黒星雲やバルジ内の比較的高密度な星間物質によって、可視光での減光が25等級から40等級にも及び、これはその方向からの光子が、100億個から1京個に1個以下の割合でしか届かないことに相当する。これは、いわゆる銀河面吸収帯の影響で、吸収帯の存在により視界が大きく遮られ、その向こうにある銀河系の構造や、系外銀河（例えば、Dwingeloo 1など）は、赤外線や電波でなければ観測できない。銀河面付近では、太陽の近傍でも高銀緯帯より減光が強くなり、統計上は1kpc当たり平均して6つの星間雲を通過し、減光は1.9等級に達すると推定される。

銀河系の、紫外線から近赤外線（125nm - 3.5μm）にかけての減光曲線は、係数 $R_{V}$

銀河系（MW）、大マゼラン雲（LMC）、小マゼラン雲（SMC）及びその中のある領域における平均的な減光曲線。横軸は波長の逆数で、紫外域が強調されている。

平均的な減光曲線をみると、銀河系と大マゼラン雲、小マゼラン雲では減光の波長依存性に違いがみられる。これは、星間塵の性質の違いによるものであると考えられ、特に波長0.3μm以下の紫外線で、減光曲線の違いが大きく現れる。

大マゼラン雲では、かじき座30付近の星形成領域「LMC2スーパーシェル」において、遠紫外域での減光が強く、2,175Åの吸収成分は相対的に弱いものになっている点が特徴で、銀河系や大マゼラン雲内の他の領域とは異なる。

小マゼラン雲で星形成が起こっている棒状構造における減光曲線は、大マゼラン雲よりも更に銀河系との差が大きくなり、遠紫外域での減光はLMC2スーパーシェルより更に強く、2,175Åのこぶ状の成分は最早みられない。棒状構造から外れた領域の減光では、2,175Åの成分はみられるが、銀河系の減光曲線に比べてこぶが小さく、遠紫外域でも銀河系より減光が弱い。

これらのことは、系外銀河内の星間物質の性質について知る手がかりとなる。元々は、銀河系と大小マゼラン雲で減光曲線が異なるのは、3つの銀河で金属量が違うためではないかと考えられていた。マゼラン雲における金属量は銀河系より大幅に少なく、大マゼラン雲では太陽系近傍の6割程度、小マゼラン雲に至っては太陽系近傍の2-3割程度しかないことが知られており、2,175Åの吸収成分に炭素が関わっていると考えられることから、炭素の量が少ないことと整合すると思われたからである。

しかし、LMC2スーパーシェルや小マゼラン雲の減光曲線は、銀河系の減光曲線と大きく異なるが、大マゼラン雲の他の領域の減光曲線は銀河系の減光曲線と似ており、また、他のスターバースト銀河での減光を調べたところ、減光曲線が銀河系のものと異なる一方で、金属量については銀河によって様々であったことから、減光則の違いは、金属量よりも星形成の活発さに関係すると考えられるようになった。

大気減光

地上における、波長の異なる電磁波の地球大気の不透明度。不透明度が低い（透過率が高い）波長域は、いわゆる「大気の窓」で、地上からの観測に適している。

大気による赤化のため、夕日は赤くみえる。

減光には、宇宙空間におけるものだけでなく、地球の大気による天体からの電磁波の吸収・散乱の影響もある。朝日や夕日が赤くなるのも、太陽光が透過する大気の厚さが増すことで、減光が増えるためである。大気の状態は地域によって異なり、また、高度が高くなると上空に存在する大気中の粒子の密度が小さくなり、一般的には減光も弱くなるので、大気減光は場所ごとに変わってくる。天文学の観測を行うにあたっては、観測地点における当日の実測データに基づいて大気減光量を求め、それを補正することが望ましく、天文台では測光標準星の観測を行い、測定された明るさとカタログ値との差及び標準星の高度から、大気減光量を精度よく推定し、補正を行っている。

大気による減光は主に、気体分子による散乱（レイリー散乱）と、大気中を漂っている液体や固体の微粒子（エアロゾル）による散乱（ミー散乱）、そして大気による吸収がある。大気による吸収の影響が小さい近紫外線から近赤外線では、分子やエアロゾルによる散乱が減光の主要成分となり、波長が長くなるほど散乱されにくくなるので、近赤外線より可視光、可視光より近紫外線の方が強く減光する。一方、大気による吸収は、吸収が起きる波長域の電磁波にとっては致命的な影響がある。中でも特徴的なものは、水蒸気（水分子）による赤外線の吸収と、オゾンと酸素分子による紫外線の吸収で、水蒸気は吸収が少ない一部の波長帯以外の赤外線・サブミリ波を、オゾンと酸素分子は300nmより短い波長の紫外線を、完全に吸収してしまう。X線やガンマ線も大気により完全に吸収される。そのような電磁波で観測を行う場合は、航空機や気球、人工衛星による観測を行うことになる。

大気減光は、天体の高度によって見通す大気の厚みが変わり、天頂と比較して仰角が低くなればそれだけ通過する大気の量が多くなるので、減光量も大きくなる。見通す大気の厚さは空気関数（エアマス）と呼ばれ、天頂距離（天頂からの角度）の関数として表される。高い仰角では、空気関数は天頂距離の一次関数で表せるが、低い仰角になるとずれが大きくなるので、更に補正が必要となる。

参考文献

• 福井康雄・犬塚修一郎・大西利和・中井直正・舞原俊憲・水野 亮 編『星間物質と星形成』 6巻、日本評論社〈シリーズ現代の天文学〉、2008年9月15日。 ISBN 978-4-535-60726-2。 
• 家 正則・岩室史英・舞原俊憲・水本好彦・吉田道利 編『宇宙の観測I ―光・赤外天文学』 15巻、日本評論社〈シリーズ現代の天文学〉、2007年7月20日。 ISBN 978-4-535-60735-4。 

関連項目

• 光学的深さ
• 光度距離
• コールサック、グレート・リフト - 天の川銀河に見られる塵によって減光している領域。
• 電磁スペクトル
• 視程
• 大気差
• 絶滅 - "extinction"の異義語
• 消去 (心理学) - "extinction"の異義語

外部リンク

• Extinction - COSMOS
• 星間赤化 - 美星町 星のデータベース
• Interstellar Reddening - COSMOS
• Interstellar Reddening and Absorpion
• Interstellar Reddening, Extinction, and Red Sunsets
• Transparency and Atmospheric Extinction - Sky & Telescope
• Atmospheric Extinction