Межзвёздное покраснение

Межзвёздное покраснение — видимое покраснение света удалённых звёзд из-за рассеяния, которое вызывается межзвёздной пылью. Степень рассеяния и поглощения света в межзвёздной среде зависит от длины волны: оно обратно пропорционально длине волны излучения, вследствие чего для красных лучей поглощение всегда меньше. В результате цвет звёзд одинаковой температуры (одного спектрального класса) оказывается тем краснее, чем дальше от нас находится звезда. Подобным эффектом в атмосфере Земли объясняется покраснение Солнца, когда оно находится близко к горизонту.

Показатель цвета B−V, который часто используется как количественная оценка цвета, вследствие межзвёздного покраснения возрастает в среднем на 0,2-0,3 звёздной величины на 1 кпк расстояния, которое свет проходит в диске Галактики. До сих пор не потеряла своего значения кривая закона межзвездного поглощения, выведенная Альбертом Уитфордом и опубликованная им в 1958 году. Это так называемый нормальный закон межзвёздной экстинкции. Незнание подобного распределения и занижение значения межзвёздного поглощения привело к тому, что Каптейн существенно (в 2,5 раза) занизил размер Галактики. Несмотря на то, что астрономические термины межзвёздная экстинкция и межзвёздное покраснение часто употребляются в литературе как синонимы, первое понятие относится к звёздным величинам, а второе — к показателям цвета.

В любой фотометрической системе межзвёздное покраснение может быть описано как избыток цвета (colour excess). Например, в фотометрической системы UBV избыток цвета [math]\displaystyle{ E_{B-V} }[/math] для показателя цвета B-V может быть записан как:

[math]\displaystyle{ E_{B-V} = (B-V)_{\text{observed}} - (B-V)_{\text{intrinsic}} }[/math]

где [math]\displaystyle{ (B-V)_{\text{observed}} }[/math] — наблюдаемый показатель цвета, а [math]\displaystyle{ (B-V)_{\text{intrinsic}} }[/math] — собственный показатель цвета звезды.

Межзвёздное покраснение ни в коем случае нельзя путать с красным смещением.