Absorption interstellaire

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En astronomie, l'absorption interstellaire désigne la quantité de lumière absorbée par le milieu interstellaire et les poussières le long de la ligne de visée d'une étoile donnée. L'absorption est un effet chromatique, puisque la poussière diffuse beaucoup plus la lumière bleue que la lumière rouge. C'est pour cette raison que les régions de formation stellaire sont observées dans le domaine de l'infrarouge, puisque dans ce domaine l'absorption est très faible. C'est également pour la même raison que le ciel est bleu durant la journée, et que le soleil est rouge durant les couchers de soleil.

[modifier] Rougissement

Quand la lumière d'une étoile est modifiée par l'absorption interstellaire, on dit qu'elle est « rougie », et c'est ce « rougissement » qu'il faut corriger pour retrouver les caractéristiques intrinsèques de l'étoile. L'absorption $A V$ dans la bande visible (i.e. aux alentours de 545 nm) s'obtient de la manière suivante :

$A_V = R \times E(B-V)$

où « R » est le ratio entre l'absorption totale sur l'absorption sélective et s'apelle facteur de rougissement (ou rougissement tout court), et « E (B-V) » est appelé « l'excès de couleur ». Une fois que « R » est connu, la mesure de l'excès de couleur permet de connaître l'absorption. Le rougissement est donné par (Olson, 1975, PASP, 87, 349-351):

R = 3.25 + 0.25(B - V) 0 + 0.05 E (B - V)

où « B » et « V » désigne les magnitudes apparentes dans les bandes spectrales bleue et visible, et l'indice « 0 » indique que ce sont les valeurs intrinsèques (non rougies) qui doivent être prises ici. Ces valeurs sont tabulées, et connues plus ou moins bien pour tous les types spectraux et les différentes classes de luminosité. La formule ci-dessus n'est valide que pour $(B - V) 0 < 1.4$ mag et $E (B - V) < 1.5$ mag.