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天文学において、反射星雲は近くの恒星の光を反射する星間塵の雲である。近くの恒星からのエネルギーは、星雲のガスを電離させて発光星雲を作るには不十分だが、塵を目に見えるほど散乱させるには十分である。したがって、反射星雲が示す周波数スペクトルは、光を放つ恒星のものと似ている。散乱の原因となる微小粒子には、炭素化合物（ダイヤモンドダストなど）や鉄やニッケルなどの他の元素の化合物がある。後者の2つは銀河の磁場と一列に並んでいることが多く、散乱光をわずかに偏光させる。[1]
発見
1912年、ヴェスト・スリファーはプレアデス星団のメロペ星雲のスペクトルを分析し、その光源はおそらく星そのもので、星雲は星（およびアルシオーネ星）の光を反射していると結論付けた。[3] 1913年のエイナール・ヘルツシュプルングの計算は、この仮説を裏付けている。[4]エドウィン・ハッブルは1922年にさらに放射星雲と反射星雲を区別した。 [5]
反射星雲は通常青色です。これは、赤色の光よりも青色の光の散乱の方が効率的だからです (これは、青い空や赤い夕焼けをもたらすのと同じ散乱プロセスです)。
反射星雲と散光星雲は一緒に見られることが多く、両方とも散光星雲と呼ばれることもあります。
反射星雲は約 500 個知られています。青い反射星雲も、三裂星雲と同じ空の領域で見ることができます。非常に赤い (スペクトル型M1)超巨星 アンタレスは、大きな黄色の反射星雲に囲まれています。
反射星雲は星形成の場所である可能性もあります。
光度の法則
1922 年、エドウィン・ハッブルは明るい星雲に関する研究結果を発表しました。この研究の一部は、反射星雲のハッブル光度の法則で、星雲の角度の大きさ( R ) と関連する恒星の見かけの等級( m ) の間に関係を導きます。
5 log ( R ) = − m + k
ここで、k は測定の感度に依存する定数です。
参照
参考文献
- ^ カレル、1997年。
- ^ 「A Star's Moment in the Spotlight」2016年2月10日閲覧。
- ^ スリファー、ベスト M. (1922)。「プレアデス星雲のスペクトルについて」ローウェル天文台紀要。2 :26-27。書誌コード:1912LowOB...2...26S。
- ^ Hertzsprung、E. (1913)。 「ユーバー・ディ・ヘリグカイト・デア・プレヤデンネベル」。天文学者。195 (23): 449–452。ビブコード:1913AN....195..449H。土井：10.1002/asna.19131952302。
- ^ハッブル、 EP (1922)。「銀河系星雲の光の源」。天体物理学ジャーナル。56 :400。Bibcode : 1922ApJ ....56..400H。doi : 10.1086 /142713。
- ^ 「オリオン座ベルト付近の塵をふるいにかける」ESO プレスリリース2012 年5 月 2 日閲覧。
文献
- ジェームズ・B・ケーラー（1997年）『宇宙の雲：銀河系における誕生、死、そして再生』サイエンティフィック・アメリカン・ライブラリー、フリーマン、ニューヨーク、1998年。
ウィキメディア・コモンズには、反射星雲に関連するメディアがあります。