減光

減光とは

天文学では、減光（げんこう、extinction）という現象は、天体から発せられる電磁波が、宇宙空間に存在する物質に吸収されたり散乱されたりすることで、最終的に観測者に到達するエネルギーの合計が減少することを指します。この減少は、観測する天体によって異なり、主に星間物質が関与します。さらに、観測者が地上にいる場合は、地球の大気の影響も無視できません。

減光の原因

減光の主要因である星間物質は、宇宙空間に広がる微粉塵やガスの集まりです。これに加え、銀河間物質や天体の周辺に存在する物質の影響を受けることもあります。地球の大気も減光に寄与し、特に波長によってはその影響が顕著です。例えば、ガンマ線、X線、紫外線、そして一部の赤外線や電波帯域の観測は、地上からは実施できないため、宇宙望遠鏡を用いることで高感度の観測が可能です。

一方、可視光の中では波長が長い光（赤い光）は、減光を受けにくいことが知られており、このため減光が強いと、天体の色がより赤く見えることから「赤化」という現象も見られます。

減光の歴史

減光の概念は1784年にウィリアム・ハーシェルが夜空に光を失った領域の存在に触れたことから始まります。その後、ヴィルヘルム・シュトルーヴェは、太陽から距離が遠くなるにつれて視認できる恒星の数が減少することに気が付きました。彼は、これを星間空間における減光の仮定として提唱しました。

20世紀初頭、トランプラーはさらに減光の性質を探求し、銀河面において主に発生すること、遠方の天体が本来の色よりも赤く見えることを発見しました。これにより、減光は選択的で波長依存性を持つものであることが示されました。

星間減光と星間赤化

星間減光と星間赤化は、星間空間に存在する微粒子による現象で、電磁波が吸収・散乱されることで波長が短い光がより強く減光され、結果として天体の色が変わります。このように、波長の長い光は少なく影響を受け、赤い光が相対的に強く残るため、天体が赤く見えるのです。この現象を表す指標が「色超過」と呼ばれ、この指標を用いて減光の度合いを定量化します。

減光の測定方法

天体までの距離やその間に存在する星間物質の量に依存するため、減光量の直接測定は難しいのですが、観測データを通じて比較的近い基準天体と照らし合わせることで、相対減光量を求めることができます。具体的には、天体の光の明るさの減少を基準星との比較を通じて測定します。

系外銀河と大気減光

減光は、銀河系だけではなく系外銀河にも適用されます。減光曲線は銀河系内の構造と物質の分布によって異なり、大マゼラン雲や小マゼラン雲で見られる減光の特性にも違いが生じます。また、地球の大気も減光に大きく関与し、特に大気中の粒子による光の散乱は、昼と夜の太陽の色の違いに影響を及ぼします。天文学の観測では、観測データに基づいて高精度に減光を補正する取り組みが重要です。特に、大気による散乱や吸収の影響を考慮した観測技術が求められています。

このように、減光は天文学において重要な現象であり、観測結果や天体の特性を理解するためには、減光の影響を適切に考慮することが不可欠です。

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