絶滅（天文学）

天文学において、消光とは、放射する天体と観測者の間の塵やガスによる電磁放射の吸収と散乱のことである。星間消光は、1930年にロバート・ジュリアス・トランプラーによって初めて記録された。^{[ 1 ] [ 2 ]}しかし、その影響は1847年にフリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーヴェによって指摘されており、^{[ 3 ]}星の色への影響は、銀河塵の一般的な存在と関連付けなかった多くの人々によって観察されていた。地球から数千パーセク以内の天の川の平面付近にある星の場合、可視光帯（測光システム）での消光は、1キロパーセクあたり約1.8等級である。^{[ 4 ]} 

地球上の観測者にとって、減光は星間物質と地球の大気の両方から生じます。また、観測対象の周囲の星周塵からも生じる可能性があります。地球の大気による特定の波長領域（ X線、紫外線、赤外線など）の強い減光は、宇宙望遠鏡を使用することで克服されます。青色光は赤色光よりもはるかに強く減衰するため、減光によって天体は予想よりも赤く見えます。この現象は星間赤化と呼ばれます。^{[ 5 ]}

星間赤化は、星間消光に伴う現象で、放射源からの電磁放射スペクトルが、その天体が元々放出していたスペクトルとは異なる特性を持つようになる現象です。赤化は、星間物質中の塵やその他の物質による光の散乱によって生じます。星間赤化は、歪みのないスペクトルの比例周波数シフトである赤方偏移とは異なる現象です。赤化は、放射スペクトルから波長の短い光子を優先的に除去し、波長の長い光子を残すため、スペクトル線は変化しません。

ほとんどの測光システムでは、フィルター（通過帯域）が使用され、そこから得られる光度の測定値は、地球上の要因の中でも緯度や湿度を考慮に入れることができます。星間赤化は「色超過」に相当し、これは天体の観測された色指数と固有色指数（通常の色指数と呼ばれることもあります）の差として定義されます。後者は、消光の影響を受けなかった場合の理論値です。最初のシステムである1950年代に考案されたUBV測光システムとそれに最も関連性の高い後継システムでは、天体の色超過は${\displaystyle E_{BV}}$は、物体のB-V色（較正された青色から較正された可視光を引いた値）と以下の関係にある。

$${\displaystyle E_{BV}=(BV)_{\textrm {observed}}-(BV)_{\textrm {intrinsic}}\,}$$

A0型主系列星（主系列星の中で波長と熱が中央値である）の場合、色指数は、そのような星の固有読み取り値に基づいて0に較正されます（どのスペクトル点、つまり略称の色名内の正確な通過帯域が問題となるかによって±0.02の誤差が生じます。色指数を参照してください）。次に、少なくとも2つ、最大5つの測定された通過帯域の等級が減算によって比較されます。U、B、V、I、またはRで、消光による色超過が計算され、差し引かれます。4つのサブ指数（RマイナスIなど）の名前と再較正された等級の減算の順序は、このシーケンス内で右からすぐ左になります。

星間赤化は、星間塵が青色の光波を赤色の光波よりも多く吸収・散乱するため、星が実際よりも赤く見えるために起こります。これは、地球の大気中の塵粒子が夕焼けを赤くする効果と似ています。^{[ 6 ]}

概して言えば、星間減光は短波長域で最も強く、一般的には分光法などの手法を用いて観測されます。減光によって観測スペクトルの形状が変化します。この一般的な形状に重なるように、吸収特性（強度が低下する波長帯）が現れますが、これには様々な起源があり、星間物質（例えば塵粒子）の化学組成の手がかりとなります。既知の吸収特性には、2175 Åのピーク、拡散星間帯、3.1 μmの水氷特性、10 μmと18 μmのケイ酸塩特性などがあります。   

太陽近傍では、ジョンソン・カズンズVバンド（可視光フィルター）における星間減光率は、波長540  nmで平均すると、通常0.7～1.0 mag/kpcとされています。これは、星間塵の塊状性による単なる平均値です。 ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}ただし、一般的には、地球上の良好な夜空の観測地点から見ると、星の明るさは、地球から1キロパーセク（3,260光年）遠ざかるごとに、Vバンドで約2分の1に減少することを意味します。

特定の方向では、消光量はこれよりもかなり高くなる可能性があります。たとえば、銀河中心の一部の領域は、私たちの渦状腕（およびおそらく他の渦状腕）からの明らかな介在する暗い塵と、高密度物質のバルジで満たされており、光学的消光が30等級以上も発生し、10¹² 分の 1 未満の光子しか^通過しないことを意味します。^{[ 10 ]}この結果、回避領域が生じ、銀河外の空の視界が著しく妨げられ、ドウィンゲロー 1のような背景銀河は、最近になって電波と赤外線の観測によって発見されました。

我々の視点から天の川銀河内の他の天体を見たときの、紫外線から近赤外線（0.125～3.5 μm）までの消光曲線（波長に対して消光の大きさをプロットしたもので、しばしば反転している）の一般的な形状は、相対可視度（可視光の）R(V)（視線方向によって異なる）という独立したパラメータによってかなりよく特徴付けられているが、^{[ 11 ] [ 12 ]}この特徴付けからの既知のずれがある。^{[ 13 ]}適切なターゲットの不足と吸収特性によるさまざまな寄与のため、消光法則を中赤外線波長範囲に拡張することは困難である。^{[ 14 ]}

R(V)は、総体的な絶滅と個々の絶滅を比較します。 $${\displaystyle A_{V}/E(BV)\,}$$

言い換えると、これは全消光量 A(V) を、その 2 つの波長 (バンド) の選択的全消光量 (A(B)−A(V)) で割った値です。A(B) と A(V) は、それぞれB および Vフィルターバンドにおける全消光量です。文献で使用されている別の指標は、波長 λ における絶対消光量A(λ)/A(V) で、その波長における全消光量を V バンドにおける全消光量と比較したものです。

R(V) は、消光を引き起こす塵粒子の平均サイズと相関があることが知られています。天の川銀河の場合、R(V) の典型的な値は 3.1 ですが、^{[ 15 ]}視線方向によって大きく変動することがわかっています。^{[ 16 ]}その結果、宇宙距離を計算する際には、変動と消光量が著しく少なく、R(Ks) と同様の比率を持つ近赤外線 (フィルターまたは通過帯域 Ks が標準的) の星データに移行することが有利になる場合があります。^{[ 17 ]} 0.49±0.02 と 0.528±0.015 が、それぞれ独立したグループによって発見されました。^{[ 16 ] [ 18 ]} これらの 2 つのより新しい発見は、一般的に参照される歴史的な値 ≈0.7 と比べて大きく異なります。^{[ 11 ]}

全消光量 A(V) (等級で測定) と中性水素原子柱密度N _{H (通常 cm} ⁻²で測定) の関係は、星間物質中のガスと塵がどのように関連しているかを示しています。プレデールとシュミット^{[ 19 ]}は、赤化した星の紫外線分光法と天の川銀河の X 線散乱ハローを用いた研究から、 N _Hと A(V)の関係がおおよそ次のようになることを発見しました。

${\displaystyle {\frac {N_{H}}{A(V)}}\approx 1.8\times 10^{21}~{\mbox{atoms}}~{\mbox{cm}}^{-2}~{\mbox{mag}}^{-1}}$

（参照：^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}）。

天文学者たちは、可視光および近赤外線による恒星観測と星の分布モデルを用いて、「太陽圏」（銀河の我々の領域）における消光の三次元分布を決定した。^{[ 23 ] [ 24 ]}消光を引き起こす塵は、他の渦巻銀河で観測されているように、主に渦状腕に沿って存在している。

星の消光曲線を測定するには、その星のスペクトルを、消光の影響を受けていない（赤化されていない）ことがわかっている類似の星の観測スペクトルと比較します。^{[ 25 ]}比較には、観測スペクトルの代わりに理論スペクトルを使用することもできますが、これはあまり一般的ではありません。輝線星雲 の場合、星雲内の温度と密度に影響されないはずの2 つの輝線の比率を調べるのが一般的です。たとえば、星雲で優勢なさまざまな条件下では、水素アルファと水素ベータの輝線の比率は常に 2.85 付近です。したがって、2.85 以外の比率は消光によるものでなければならず、消光量を計算することができます。

天の川銀河内の多くの天体の消光曲線の測定結果に顕著に見られる特徴の一つは、電磁スペクトルの紫外線領域に深く入り込む約2175 Å付近の幅広い「隆起」です。この特徴は1960年代に初めて観測されましたが、 ^{[ 26 ] [ 27 ]}その起源はまだ十分に解明されていません。この隆起を説明するために、 PAH分子の混合物を含むグラファイト粒子を含むいくつかのモデルが提案されています。惑星間塵粒子（IDP）に埋め込まれた星間粒子の調査では、この特徴が観測され、粒子中に存在する有機炭素と非晶質ケイ酸塩がキャリアであることが特定されました。^{[ 28 ]}

標準消光曲線の形状は、銀河ごとに異なる星間物質の組成に依存します。局所銀河群の中で、最も正確に消光曲線が決定されているのは、天の川銀河、小マゼラン雲（SMC）、大マゼラン雲（LMC）です。

LMCでは、紫外線の減光特性に大きなばらつきがあり、LMC2スーパーシェルに関連する領域（30 Doradusスターバースト領域付近）では、LMCの他の場所や天の川銀河で見られるよりも2175 Åのバンプが弱く、遠紫外線の減光が強くなっています。^{[ 30 ] [ 31 ]} SMCでは、より極端なばらつきが見られ、星形成領域であるBarでは2175 Åのバンプがなく、遠紫外線の減光が非常に強く、より静穏なWingではかなり通常の紫外線の減光が見られます。^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

これは、さまざまな銀河の星間物質の組成に関する手がかりを与えてくれます。以前は、天の川、大マゼラン雲、小マゼラン雲の平均消光曲線が異なるのは、3 つの銀河の金属量の違いによるものと考えられていました。大マゼラン雲の金属量は天の川の約 40% 、小マゼラン雲の金属量は約 10% です。大マゼラン雲と小マゼラン雲の両方で天の川で見られる消光曲線に似た消光曲線^{[ 29 ]が見つかり、天の川で大マゼラン雲の LMC2 スーパーシェル[ 35 ]}や小マゼラン雲の棒状構造^{[ 36 ]}で見られる消光曲線に似た消光曲線が見つかったことで、新しい解釈が生まれました。マゼラン雲と天の川で見られる曲線の変動は、代わりに近傍の星形成による塵粒子の処理によって引き起こされている可能性があります。この解釈は、スターバースト銀河（激しい星形成エピソードを経験している銀河）の研究によって裏付けられており、それらの塵には2175 Åの隆起がないことが示されています。^{[ 37 ] [ 38 ]}

大気による減光効果により、昇る太陽や沈む太陽はオレンジ色に見え、その色は場所や高度によって変化します。天文台は一般的に、その地域の減光曲線を非常に正確に把握できるため、観測結果をこの効果で補正することが可能です。しかしながら、大気は多くの波長に対して完全に不透明であるため、観測には衛星を用いる必要があります。

この消光には、空気分子によるレイリー散乱、微粒子による散乱、および分子吸収という 3 つの主要な要素があります。分子吸収は、地球によって引き起こされるため、しばしば地球吸収と呼ばれます(地球吸収は、 terrestrialの同義語です)。地球吸収の最も重要な発生源は、紫外線付近の放射線を強く吸収する分子状酸素とオゾン、および赤外線を強く吸収する水です。

このような減光量は、観測者の天頂で最も少なく、地平線付近で最も多くなります。太陽衝にある特定の星は、太陽の真夜中頃にその星が地方子午線付近にあり、かつその星の赤緯が好ましい場合（つまり、観測者の緯度と似ている場合）、最も高い天球高度に達し、観測に最適な時間となります。したがって、自転軸の傾きによる季節的な時間が重要になります。減光量は、標準大気減光曲線（各波長に対してプロットされたもの）に、観測期間中に計算された平均大気質量を乗じることで近似されます。乾燥した大気は赤外線減光を大幅に減少させます。

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