星間消光とは、遠方の天体からの電磁放射が、その手前にある塵やガスを通過する際に弱められ、また変化させられる現象を指す。効果は吸収と散乱の組み合わせであり、光子は直接の視線から取り除かれるか、別の方向へ進められる。その結果、天体は空虚な空間にある場合よりも暗く、しばしば赤く見える。これが私たちの銀河内で起こる場合は、通常「銀河消光」と呼ばれ、特に天の川銀河内部の研究で重要である。

物理的な原因と波長依存性

消光は、主として微小な固体粒子（星間塵）によって生じ、ガスもその一部を担う。粒子の大きさ、組成、配置によって、どの波長がどれほど強く影響を受けるかが決まる。短波長、つまり紫外線や青い光は、赤色光や赤外線よりも効率よく散乱・吸収される。この青い光だけが選択的に失われる現象を赤化という。

消光の定量化

観測者は消光を等級で測定する。波長λにおける消光を A(λ) とすると、光学的深さ τ(λ) との関係はおおむね A(λ) = 1.086 τ(λ) で表される。色超過 E(B−V) = A_B − A_V は2つの帯域間での赤化を表し、比 R_V = A_V/E(B−V) は曲線の形を特徴づける（天の川銀河の典型値は約3.1だが、これは変化する）。

測定と補正

  • 星数や色−等級図は、雲の背後にある消えた星や赤化した星を示す。
  • 分光の指標は、観測スペクトルを本来のテンプレートと比較して赤化を推定する。
  • 赤外線サーベイや熱的な塵放射マップは、光学的消光が大きい領域で柱密度を追跡する。

消光の補正は、天体の正確な距離、光度、色を求めるうえで不可欠である。消光マップと消光法則は広く用いられているが、局所的な変動や異なる銀河（たとえば大マゼラン雲、小マゼラン雲）では、2175 Å の特徴的な山の強さを含め、異なる消光曲線が示される。

歴史と区別

星間による減光を考慮する必要性は、20世紀初頭に確立された。星数の調査や星団の研究により、距離が増すほど系統的に暗く見えることが示されたためである。星間消光は、大気による消光（地球の空気が原因）とも、希薄な銀河間物質による銀河間吸収とも異なる。消光の理解は、観測天文学と宇宙論の中心的課題であり続けている。

基本概念や個別の測定についてさらに読むには、一般的な天体の解説や、観測される光の形を左右する宇宙塵の役割を参照するとよい。