星際消光

星際消光

星際消光：遙遠天體（恆星、星系）發出的電磁波被星際瀰漫物質（氣體或塵埃）部分吸收、散射，造成光度減弱的現象。

同樣的原因也會導致星際紅化現象：由於星際物質對不同波長的星光吸收、散射的程度不同，對長波散射小，對短波散射大，因此接受到的星光比沒有散射吸收的星光要偏紅。

基本介紹

  • 中文名：星際消光
  • 外文名：Interstellar Extinction
  • 特點：遙遠天體
  • 內容：光度減弱
  • 類似：星際紅化現象。
一般性規律,消光曲線,

一般性規律

1930年，瑞士天文學家特朗普勒首次證明星際消光現象的存在。星際中各種瀰漫星雲、行星狀星雲、塵埃球狀體等都是消光物質。對於低銀緯的天體，其星際紅化現象較嚴重。這跟太陽日落時是紅色的原因類似。對遙遠星體的觀測必須扣除星際紅化的影響，才能得到正確的天體分布信息。
目前已知的吸收特徵包括2175Å的峰（星塵DIB），3.1μm水冰等。
太陽系附近的UBV系統中的V帶消光一般採用0.7 - 1.0 mag/kpc，即每遠1 kpc，恆星亮度會升高一個星等（弱2.5倍）。

消光曲線

在波長λ處的消光Aλ定義為：
，其中Fλ是觀測到的輻射流量，Fλ0是未消光時測量到的輻射流量。注意到後者是難以直接測量的，因而衍生出了一系列不同的方法。
消光曲線即Aλ(或者取對數)~1/λ的曲線。
MW, LMC2, LMC和SMC平均消光圖MW, LMC2, LMC和SMC平均消光圖

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