查看“︁消光”︁的源代码

[[File:The dark nebula LDN 483.jpg|thumb|upright=1.5|可見光消光的一個極端例子，是由[[暗星雲]]引起的。]]

'''消光'''（{{lang|en|Extinction}}）是[[天文學]]中[[观测者]]用來描述被觀測的[[天體]]發射的[[电磁辐射]]被路途中的物質（[[气体]]和[[灰塵|塵埃]]）[[吸收 (光学)|吸收]]和[[散射]]的过程。星際消光在1930年首次被{{link-en|莊普勒|Robert Julius Trumpler}}記錄下來<ref>
{{cite journal | first=R. J. | last=Trumpler 
| date=1930 
| title=Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters 
| journal=Lick Observatory Bulletin 
| volume=14 
| issue=420 
| pages=154–188 
| bibcode=1930LicOB..14..154T
|doi = 10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T }}</ref><ref name="Karttunen2003">
{{cite book | last=Karttunen | first=Hannu 
| title=Fundamental astronomy 
| url=https://archive.org/details/fundamentalastro00kart_973 | work=Physics and Astronomy Online Library 
| publisher=Springer 
| date=2003 
| page=[https://archive.org/details/fundamentalastro00kart_973/page/n291 289]
| isbn=978-3-540-00179-9}}</ref>。然而，其影響在1847年就被[[弗里德里希·冯·斯特鲁维|瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維]]注意到<ref>Struve, F. G. W. 1847, St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211 [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1847edas.book.....S] {{Wayback|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1847edas.book.....S |date=20200315042154 }}</ref>；它對[[恒星]]顏色的影響已經被一些人觀測到，但尚未與普遍存在的星系塵埃連繫在一起。對於位在[[银河系]]盤面附近，並且距離[[地球]]數千[[秒差距]]以內的恆星，在可見光的波段（[[測光系統]]）的消光大約是每千秒差距1.88星等<ref>
{{cite book | first=Douglas C. B. | last=Whittet 
| title=Dust in the Galactic Environment 
| series=Series in Astronomy and Astrophysics 
| edition=2nd 
| publisher=CRC Press 
| date=2003 
| isbn=978-0750306249 
| page=10 
| url=https://books.google.com/books?id=k21lk4sORpEC&pg=PA10}}</ref>。

對地面的觀測者而言，消光來自於[[星际物质]]和[[地球大气层]]，它也可能來自於被觀測天體周圍的[[星周塵]]。大氣層的消光在一些波段（[[X射线]]、[[紫外线]]和[[红外线]]）上非常強烈，必須進入太空才能觀測。在可見光的波段上，由于较短的波长被吸收散射更加严重，[[藍色]]遠比[[红色]]被稀釋的強烈，結果是天體會比預期的偏紅，星際消光也會使天體'''紅化''' （不要與[[紅移]]混淆）。

== 星際紅化 ==
在[[天文學]]，星際紅化是一種與星際消光相關的現象，是說其中來自[[天體|輻射源]]的[[電磁輻射]][[天體光譜學|光譜]]，改變了該物體最初[[發射光譜|發射]]的特徵。紅化是由於[[光]]被[[星際介質]]中的[[宇宙塵埃|塵]]和其他[[物質]][[散射]]而發生的。星際紅化與[[紅移]]是一種不同的現象，紅移是[[光譜]]沒有失真的同比例[[都卜勒頻移|頻率偏移]]。紅化優先從輻射光譜中去除較短[[波長]][[光子]]，同時留下較長波長的光子（在[[可見光|光學]]中是較[[紅色]]的光），而保持[[光譜學#原子|譜線]]不變。

在大多數[[測光系統]]中的濾光片（通帶），需要考慮緯度和濕度等地面因素之間的影響，從而可以看出光的大小讀數。星際紅化等同於"色餘"，定義為物體觀察到的顏色指數與其內在顏色指數（有時稱為其正常顏色指數）之間的差異；後者是它不受消光影響時所具有的理論值。在第一個系統中，20世紀50年代設計的[[UBV測光系統]]及其最密切相關的繼任者，物體的色餘<math>E_{B-V}</math>與物體的[[色指數|B−V顏色]]（校準的藍色減去校準可見色）相關：

{{block indent|<math>E_{B-V} = (B-V)_{\textrm{observed}} - (B-V)_{\textrm{intrinsic}}\,</math>}}

對於A0型主序星（這些恆星在主序帶中具有中位波長和熱量），色指數根據這種恆星的內在讀數校準為0（精準地在±0.02，取決於哪個光譜點，即縮減色名稱內的通帶精確是有問題的，參見[[色指數]]）。然後通過減法，比較至少兩個和最多五個測量的通帶大小：U、B、V、I或R，在此期間計算並扣除消光產生的色餘。四個子指數的名稱（R減去I等）和重新校準幅度的減法順序在此序列中從右到左。

== 一般特徵 ==

[[File:Ssc2003-06g.jpg|thumb|赫比格暈天體 {{le|HH 46/47|HH 46/47}} 的紅外光譜，該天體被暗星雲覆蓋。 矽酸鹽的深吸收帶在 10 μm 左右可見。 資料來源：NASA / JPL-Catelch / A. Noriega-Crespo{{R|ssc2003-06g}} ]]

就廣義來說，星際消光對波長的影響是越短的波長消光越嚴重。一般用R(V)描述消光的大小，參數R(V)等於A(V)/E(B-V)和A(V)，而E(B-V)为B波段和V波段的[[色余]]，其值为观测[[色指数]]减去内禀[[色指数]]。
:<math>E_{B-V} = (B-V)_{\text{Observed}} - (B-V)_{\text{Intrinsic}}</math>

在我們的銀河系，從紫外線到近紅外線（0.125至3.5微米）的消光特征在參數R(V)的描繪下已經非常准確。<ref>{{cite journal
  | last = Cardelli
  | first = Jason A.
  | authorlink = Jason A. Cardelli
  | coauthors = [[Geoffrey C. Clayton|Clayton, Geoffrey C.]] and [[John S. Mathis|Mathis, John S.]]
  | title = The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction
  | journal = Astrophysical Journal
  | volume = 345
  | pages = 245-256
  | date = 1989
  | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1989ApJ...345..245C
  | doi = 10.1086/167900 }}</ref><ref>{{cite journal
  | last = Valencic
  | first = Lynne A.
  | authorlink = Lynne A. Valencic
  | coauthors = [[Geoffrey C. Clayton|Clayton, Geoffrey C.]] and [[Karl D. Gordon|Gordon, Karl D.]]
  | title = Ultraviolet Extinction Properties in the Milky Way
  | journal = Astrophysical Journal
  | volume = 616
  | pages = 912-924
  | date = 2004
  | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2004ApJ...616..912V
  | doi = 10.1086/424922 }}</ref><ref>{{cite journal
  | last = Mathis
  | first = John S.
  | authorlink = John S. Mathis
  | coauthors = [[Jason A. Cardelli|Cardelli, Jason A.]]
  | title = Deviations of interstellar extinctions from the mean R-dependent extinction law
  | journal = Astrophysical Journal
  | volume = 398
  | pages = 610-620
  | date = 1992
  | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1992ApJ...398..610M
  | doi = 10.1086/171886 }}</ref>

 R(V) 与平均尘埃尺寸有很大关系，不同的星系不同，對我們的銀河系，R（V）的典型數字是3.1。<ref>{{cite journal
| last = Schultz
| first = G. V.
| authorlink = G. V. Schultz
| coauthors = [[W. Wiemer|Wiemer, W.]]
| title = Interstellar reddening and IR-excess of O and B stars
| journal = Astronomy and Astrophysics
| year = 1975
| volume = 43
| pages = 133-139
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1975A%26A....43..133S}}</ref>  
總消光，A（V），和[[氫]]的總量（每一平方公分截面的氣柱）之間的關係，給出了氣體和塵埃與消光的關係。從紅化的恆星紫外光譜和銀暈對X射線散射的研究，得到的關係如下：

<math>\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\text{atoms}~\text{cm}^{-2}~\text{mag}^{-1} </math>

並已經被證實。<ref>{{cite journal
| last = Bohlin
| first = Ralph C.
| authorlink = Ralph C. Bohlin
| coauthors = [[Savage, Blair D.|Blair D. Savage]]; [[Drake, J. F.|J. F. Drake]]
| title = A survey of interstellar H I from L-alpha absorption measurements. II
| journal = Astrophysical Journal
| year = 1978
| volume = 224
| pages = 132-142
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1978ApJ...224..132B}}</ref><ref>{{cite journal
| last = Diplas
| first = Athanassios
| authorlink = Athanassios Diplas
| coauthors = [[Savage, Blair D.|Blair D. Savage]]
| title = An IUE survey of interstellar H I LY alpha absorption. 2: Interpretations
| journal = Astrophysical Journal
| year = 1994
| volume = 427
| pages = 274-287
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1994ApJ...427..274D}}</ref><ref>{{cite journal
| last = Predehl
| first = P.
| authorlink = P. Predehl
| coauthors = [[J. H. M. M. Schmitt|Schmitt, J. H. M. M.]]
| title = X-raying the interstellar medium: ROSAT observations of dust scattering halos
| journal = Astronomy and Astrophysics
| year = 1995
| volume = 293
| pages = 889-905
| url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1995A%26A...293..889P}}</ref>

== 監測天體來測量消光 ==

要測量一顆[[恆星]]的消光曲線，必須將他的光譜與一顆光譜類似且不受消光影響（沒有紅化）的恆星做比較。<ref>{{cite journal
  | last = Cardelli
  | first = Jason A.
  | authorlink = Jason A. Cardelli
  | coauthors = [[Kenneth R. Sembach|Sembach, Kenneth R.]] and [[John S. Mathis|Mathis, John S.]]
  | title = The quantitative assessment of UV extinction derived from IUE data of giants and supergiants
  | journal = Astronomical Joldokasfjiqiwnjrifj quiwrjui2wka 
  | volume = 1041023.15642032113532
  | issue = 5
  | pages = 1916-1929
  | date = 1992
  | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1992AJ....104.1916C
  | id = ISSN 0004-6256 }}</ref>
也可以使用理論的光譜來取代真實觀測的比較光譜，但這是不常用的。在[[發射星雲]]的情況中，通常是比較不受星雲的[[溫度]]和[[密度]]影響的兩條[[譜線|發射譜線]]受到影響的比率。例如，[[H-α]]對[[H-β]]的發射比率，在大多數條件範圍內的星雲總是在2.85的數值上，因此比率不在2.85的幾乎一定是受到消光的影響，消光的量也就可以被計算出來了。

== 2175 Å的特征 ==
在銀河系內許多被觀測的消光曲線都有一個突出的特點，在大約2175[[埃|Å]]有较宽的突出，正好在[[電磁波頻譜]]的[[紫外線]]波段內。這個特徵在1960年代首度被觀測到<ref>{{cite journal
| author=Stecher, Theodore P.
| title=Interstellar Extinction in the Ultraviolet
| journal=Astrophysical Journal
| year=1965
| volume=142
| pages=1683
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1969ApJ...157L.125S}}</ref><ref>{{cite journal
| author=Stecher, Theodore P.
| title=Interstellar Extinction in the Ultraviolet. II
| journal=Astrophysical Journal
| year=1969
| volume=157
| pages=L125
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1969ApJ...157L.125S}}</ref>，但是它的來源始終未被好好的瞭解，有好幾個模型提出這種爆沸來自於[[石墨]]的顆粒和PAH（多环[[芳香烃]]）分子的混合物。研究星際塵埃粒子（IDP）插入的星際間顆粒的觀測，辨識存在於顆粒中載體的特徵，提出是有機碳和無定型的硅酸鹽。<ref>{{cite journal
| author=Bradley, John; et al.
| title=An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles
| journal=Science
| year=2005
| volume=307
| pages=244-247
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005Sci...307..244B}}</ref>

== 其他星系的消光曲線 ==

[[File:Interstellar_extinction_ave_curves_local_group.png|thumb|right|圖中顯示的是銀河系（MW）、大麥哲倫星系（LMC2、LMC）、和小麥哲倫的平均消光曲線<ref name="mw_lmc_smc_comp" />。區線的繪製對比於波長的倒數以強調紫外線的部分。]]

標準消光曲線的形式取決於ISM的構成，會隨著[[星系]]的不同而改變。在[[本星系群]]，測量得最好的曲線是[[銀河系]]、[[小麥哲倫星系]]（SMC）和[[大麥哲倫星系]]（LMC）。在LMC，在紫外線區的消光曲線有意味深長的特徵變化與微弱的2175 Å的爆沸，和在LMC2超級殼層（接近劍魚座30的星爆區域）有比在別處看見的LMC氦銀河系更強的紫外消光。
<ref>{{cite journal
  | last = Fitzpatrick
  | first = Edward L.
  | authorlink = Edward L. Fitzpatrick
  | title = An average interstellar extinction curve for the Large Magellanic Cloud
  | journal = Astronomical Journal
  | volume = 92
  | pages = 1068-1073
  | date = 1986
  | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1986AJ.....92.1068F
  | doi = 10.1086/114237 }}</ref><ref>{{cite journal
  | last = Misselt
  | first = Karl A.
  | authorlink = Karl A. Misselt
  | coauthors = [[Clayton, Geoffrey C.|Geoffrey C. Clayton]]; [[Gordon, Karl D.|Karl D. Gordon]]
  | title = A Reanalysis of the Ultraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud
  | journal = Astrophysical Journal
  | volume = 515
  | pages = 128-139
  | date = 1999
  | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1999ApJ...515..128M
  | doi = 10.1086/307010 }}</ref>

== 大氣消光 ==
大氣消光的點隨高度角而變化。天文觀測場所一般都能非常精準的描繪當地的消光曲線，使觀測能做有效的改正。不過，大氣對許多波長是完全不透明的，這就必須利用[[人造衛星]]來進行觀測。
大氣消光有三種主要的成分：氣體分子的[[瑞利散射]]、[[粒子|懸浮微粒]]的散射和分子的吸收。分子吸收通常被稱為[[大氣污染|大氣吸收]]，是由[[地球]]自身造成的。最主要的大氣吸收源就是[[氧|氧分子]]和[[臭氧]]，在近[[紫外線]]造成強烈的吸收；還有[[水]]在[[紅外線]]的強烈吸收。
相當數量的大氣消光與物體的[[高度]]有關，在[[天頂]]的量最小，而在接近[[地平]]的量最大。它是以標準的大氣消光曲線與觀測期間平均[[氣團]]的乘積來計算的。


== 參考資料 ==
<div class="references-small">
<references/>
</div>

== 一般參考文章 ==

# Binney, J. and Merrifield, M., 1998, Galactic Astronomy, Princeton University Press 
# Howarth I.D. (1983), ''LMC and galactic extinction'', Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 203, Apr. 1983, p. 301-304.
# King D.L. (1985), ''Atmospheric Extinction at the Roque de los Muchachos Observatory, La Palma'', RGO/La Palma technical note 31
# Rouleau F., Henning T., Stognienko R. (1997), ''Constraints on the properties of the 2175Å interstellar feature carrier'', Astronomy and Astrophysics, v.322, p.633-645

[[Category:觀測天文學]]
[[Category:銀河系天文學]]
[[Category:星系天文学]]
[[Category:天文学概念]]