星間塵と減光

星間空間に散らばる微小な固体粒子は、星の光を吸収・散乱し、遠方の天体を減光させ、赤化させ、ガスの化学組成を形成します。

Definition

星間塵は、星間ガスと混在するケイ酸塩および炭素質物質のミクロン以下の固体粒子で構成されており、減光とは、これらの粒子による吸収と散乱によって引き起こされる星の光の減光と赤化を指します。

Scope

このトピックでは、星間塵粒子の組成とサイズ分布、減光と赤化の波長依存性、主要な減光特徴と輝線帯、加熱と冷却における塵の役割、分子形成の触媒としての役割、および塵による観測補正の方法について扱います。

Core questions

• 星間塵粒子は何でできており、どのようなサイズ範囲にわたっていますか？
• 減光は波長によってどのように変化しますか、また赤化とは何ですか？
• どのようなスペクトル特徴と輝線が塵の性質を明らかにしますか？
• 天文学者は塵による減光をどのように補正していますか？

Key theories

粒子サイズ分布

古典的なMRNモデルは、星間粒子をケイ酸塩とグラファイトのサイズ分布のべき乗則として記述し、観測された減光を波長全体にわたって再現します。

減光曲線

減光は短波長に向かって増加し、顕著な紫外線バンプを示し、その形状は単一の量でパラメータ化でき、赤化の標準化された補正を提供します。

化学触媒としての塵

粒子表面は、ガス相では効率的に進行しない反応、最も重要なのは分子水素の形成を可能にし、塵を星間化学の中心に据えています。

Clinical relevance

減光は、恒星や銀河のほとんどすべての観測において補正される必要があり、塵が引き起こす赤化は、距離と赤化の測定を複雑にする一方で可能にし、塵粒子は分子や最終的には惑星を構築する化学反応を促進します。

History

ロバート・トランプラは1930年に、遠方の星団が暗く赤く見えることを指摘し、星間吸収を実証しました。1977年のMRN粒子サイズモデルと1989年のカーデリ、クレイトン、マティスの減光パラメータ化は標準的なツールとなり、塵の特徴の赤外線および紫外線分光法によって洗練されました。

Key figures

• Bruce Draine
• John Mathis
• Jason Cardelli
• Geoffrey Clayton

Seminal works

• mathis1977
• cardelli1989
• draine2003

Frequently asked questions

なぜ星間塵は星をより赤く見せるのですか？

塵は青い光を赤い光よりも強く散乱・吸収するため、塵を通過する星の光は、青い成分を比例的により多く失います。したがって、透過した光は暗くなり、赤色にシフトします。この効果を赤化と呼びます。

星間塵は何でできていますか？

主にケイ酸塩鉱物と炭素に富む物質の微細な粒子で構成されており、様々なサイズがあります。これらの粒子は、進化した星や超新星からの流出物の中で形成され、星間物質中に散らばります。