星际尘埃红外消光律研究综述

银河系的红外消光律 银河系的红外消光律是指星际尘埃在红外波段的消光律。星际尘埃对星光的吸收和散射使得星光强度减弱，这便是我们所熟知的星际消光。星际尘埃对星光的吸收和散射随波长的变化而有明显的不同，在蓝波段的消光比红波段的强，从而导致星际红化。 星际消光的大小一般以在某个波长处的消光星等来表示，如AV表示在V波段的消光值，也可以用星际红化值（即天体消光后的色指数与消光前的色指数之差），如E(B-V)表示色指数B-V的红化值，也叫色余。消光规律是指星际消光随波长的变化，它有着非常重要的意义。只有了解了消光规律才能够正确地还原天体真实的能谱分布或者测光结果，从消光的研究中能够得到有关星际尘埃的尺寸分布、化学成分、几何结构等信息，并促进星际尘埃颗粒模型的建立和检验。 在0.7μm≤λ≤5μm范围内的星际消光可以近似用幂律函数来拟合，对5μm≤λ≤8μm范围内的星际消光争论仍比较多，但现在已基本明确该范围内消光律是随视线方向变化的，这与我们以往认为在整个0.7μm≤λ≤8μm范围内星际消光是各处一致的结论是相左的。在8μm≤λ≤30μm范围内的消光主要由硅酸盐在9.7μm和18μm处的吸收特征所决定。在λ≥30μm以上的远红外范围，由于观测的限制，人们主要利用尘埃红外辐射理论来间接研究消光率，不同尘埃模型给出的红外辐射明显地不同，对λ≥30μm的红外观测将提高该范围内消光律的准确性。 星际尘埃的尺寸分布、化学成分、几何结构等信息可以通过消光规律的研究来获得，这些信息对于建立和检验星际尘埃颗粒模型非常重要。Cardelli等人在1989年的研究表明，紫外到近红外的消光随环境的变化可以用单参量RV[RV≡AV/E(B-V)]的函数来表征，其中E(λ1-λ2)表示(λ1-λ2)的色余。不同的RV值，代表着不同的星际介质分布情况，大尺寸粒子的比重越多，RV的值就越大。 银河系的红外消光律是星际尘埃在红外波段的消光律，它对星际尘埃的研究和星际介质的研究具有非常重要的意义。