減光
星間減光は、星間空間に存在している微粒子による吸収や散乱によって、宇宙空間を伝播する電磁波がさえぎられて弱められる効果のことである。星間減光においても、波長が長い光ほど減光の効果が弱まるため、減光が大きいほど天体の色は赤く見える。そのため、星間減光は星間赤化ともいう。星間赤化は、波長が短い電磁波が弱められ、波長が長い電磁波はあまり弱められないため、長い波長の電磁波が相対的に強くなり、スペクトルの曲線が本来のものから変化する。一方で、輝線や吸収線といったスペクトル成分の波長そのものは変化しない。この点で、スペクトルの曲線が形を変えずに、全体として波長がずれることで色が変化するドップラー偏移とは異なり、星間赤化が赤方偏移とは全く別の現象であることがわかる。
赤化の度合を示す指標は、色超過と呼ばれる。色超過の量は、スペクトルなどから推定される減光を受ける前の天体の色に対する、実際に観測された減光を受けた後の天体の色の違いとして定義される。
星間赤化では、星間微粒子による吸収や散乱を、青い(波長が短い)光より赤い(波長が長い)光の方が受けにくいので、天体の色が本来より赤く見える。これは、太陽光が透過する地球大気の厚さが増すことで、大気中の微粒子による減光が増え、夕日が赤くなることと似ている。
全体的な傾向として、短い波長で効果が強く、長い波長で効果が弱い星間減光は、一般論でいうと分光観測の際に影響が強くみられ、減光を受けた結果、スペクトルの形が変化する。減光によってスペクトルが受ける変化には、波長依存の全体的な傾向に沿ったものだけでなく、特定の波長帯で一際減光が強くなる成分も存在する。これは、星間微粒子によって吸収される成分と考えられ、その起源は単一のものではないが、星間物質の化学的特徴を知る上での手がかりにはなる。
顕著な吸収成分としては、波長2,175Å付近に特徴的な色超過の上昇がみられるほか、波長10μmと18μm付近にも色超過の上昇がみられる。前者は炭素化合物、後者はケイ素化合物の成分ではないかと推定される。その他にも、「ぼやけた星間線(英語版)」や、波長3.1μmの水の成分などが存在する。
この時の規格化された選択減光は、
R V = A ( V ) / E ( B − V ) {\displaystyle R_{V}=A(V)/E(B-V)}
となって、絶対減光対選択減光の比になるので、波長の長い赤外線での選択減光から外挿することで R V {\displaystyle R_{V}} を求めることができ、 R V {\displaystyle R_{V}} と減光曲線から任意の波長での減光量を見積もることができる。ただし、赤外線でも波長が長くなると、塵粒子による熱放射が無視できなくなり、星周領域での吸収も強くなるので、 R V {\displaystyle R_{V}} を正確に決めるのは難しい。
2天体の比較によって減光を測定する方法は、適切な基準天体をみつけられるかどうかに難点があり、それを回避する手段として、理論計算で再現した天体のスペクトルと比較する方法がある。この方法は、計算のための変数が少なくて済む天体では良い結果が得られるが、恒星風が強い恒星など、変数が多くなる天体では、信頼度の高い決定は困難になる。
輝線星雲で減光を求める場合には、星雲内の2つの輝線の強度比から推定する場合もある。例えば、バルマー線のHαとHβの強度比は、多くの輝線星雲で普遍的な環境下においては、理論的に2.85で常にほぼ一定している。強度比が2.85からずれていれば、それは減光の影響であると考え、ずれの量から減光を計算することができる。