減光
天文学における減光(げんこう、extinction)とは、天体から放射された電磁波が、その進行する空間に存在する物質によって吸収や散乱を受けることで、観測者に到達する電磁波のエネルギー総量が減る現象、及びその減衰量を表す指標のことである。
減光の最も重要な要因は、星間物質によるものである。観測する天体によっては、銀河間物質や、天体を取り巻く星周物質、周銀河物質によっても生じる。また、観測者が地上にいる場合には、星間物質に加えて、地球の大気による天体からの電磁波の吸収・散乱の影響も重要となる。電磁波の波長によっては、大気中の分子による減光は非常に強く、ガンマ線、X線、紫外線、一部の波長の赤外線と電波は、地上からは観測できないが、宇宙望遠鏡などの特別な手段による観測では、全ての波長で高感度の観測ができる。
可視光から近赤外線の波長域では、波長が長い(つまり赤い)光ほど減光を受けにくいため、減光が大きいほど天体の色は赤く見える。このことから、減光は赤化とも呼ばれる。
平均的な減光曲線をみると、銀河系と大マゼラン雲、小マゼラン雲では減光の波長依存性に違いがみられる。これは、星間塵の性質の違いによるものであると考えられ、特に波長0.3μm以下の紫外線で、減光曲線の違いが大きく現れる。
大マゼラン雲では、かじき座30付近の星形成領域「LMC2スーパーシェル」において、遠紫外域での減光が強く、2,175Åの吸収成分は相対的に弱いものになっている点が特徴で、銀河系や大マゼラン雲内の他の領域とは異なる。
小マゼラン雲で星形成が起こっている棒状構造における減光曲線は、大マゼラン雲よりも更に銀河系との差が大きくなり、遠紫外域での減光はLMC2スーパーシェルより更に強く、2,175Åのこぶ状の成分は最早みられない。棒状構造から外れた領域の減光では、2,175Åの成分はみられるが、銀河系の減光曲線に比べてこぶが小さく、遠紫外域でも銀河系より減光が弱い。