באדיבות NASA
אף שהחלל הוא ריק טוב להפליא בקנה מידה ארצי, הוא אינו ריק לגמרי, והחלקיקים המעטים שמרחפים בו גורמים לכך שגם אינו שקוף לגמרי. חלקיקי אבק זעירים מעמעמים את אור הכוכבים ומאדימים אותו. התכונה הזאת – אטימות (opacity), כלומר היכולת להסתיר אור – עולה בכל דיון באטמוספירה של השמש או בכל חומר גזי אחר. האטימות היא מדד לחלק מהפוטונים שאינם מצליחים לחדור דרך הגז, כי הם מתנגשים בחלקיקים או נבלעים. האטימות של השמש מונעת מאיתנו לראות עמוק יותר מהשכבה החיצונית הדקה של הפוטוספירה. גם לענני אבק בחלל הבין-כוכבי יש אטימות, והיא מונעת מאיתנו לראות דרך ערפיליות מאובקות.
עוצמת האור אחרי שהוא עובר דרך חומר שמפזר אור ובולע אותו נתונה בנוסחה:
I = I0 e−τ
במשוואה הזאת I0 היא העוצמה ההתחלתית, I – העוצמה אחרי המעבר דרך החומר, ו-τ (האות היוונית טאו) היא העומק האופטי. כפי שאפשר לצפות, העומק האופטי הוא פשוט כמות האבק הבין-כוכבי שהאור צריך לעבור דרכה. לא משנה אם האבק מפוזר בדלילות בחלל הבין-כוכבי או מרוכז בענן צפוף – בשני המקרים אור הכוכבים מושפע.
אסטרונומים יכולים לחשב כמה אור האבק בולע לפי הצפיפות והעובי של ענן החומר; השילוב של שני הגדלים האלה הוא העומק האופטי. החלק מהאור שעובר דרך הענן קטן במהירות ככל שהעומק האופטי גדל: כש-τ = 0.5, I = 0.61 I0; כש-τ = 1, I = 0.37 I0; כש-τ = 2, I = 0.14 I0; כש-τ = 4, I = 0.02 I0, וכן הלאה. החלק מהאור שעובר יורד מהר הרבה יותר מקצב הגידול של העומק האופטי – אבק מכבה אור ביעילות רבה.
אפשר לקשר בין העומק האופטי לבין תכונות מדידות של החלקיקים שבחלל הבין-כוכבי בעזרת משוואה פשוטה:
τ = σN = πr2N
העומק האופטי הוא המכפלה של שטח החתך של גרגר אבק אחד (σ, האות היוונית סיגמא; בגרגר כדורי שרדיוסו r, σ = πr2) במספר הגרגרים ליחידת שטח שבינינו לבין הכוכב (N). אם לוקחים את הצפיפות הממוצעת של גרגרי אבק בערפילית טיפוסית כמו ערפילית אוריון, מקבלים τ = 1 לאורך מרחק של 0.5 פרסק. בערפילית בגודל טיפוסי של 5 פרסק, אור כוכב שחוצה אותה פוגש פי 10 יותר גרגרי אבק, כלומר τ = 10. מכאן I = I0 e−10 ≈ 5×10−5 I0: אור של כוכב שמאחורי הערפילית נחלש ל-0.005% מעוצמתו המקורית!
באדיבות NASA
העומק האופטי תלוי במספר הכולל של גרגרי האבק לאורך קו הראייה, אבל לא באופן שבו הם מפוזרים. בערפילית החלקיקים קרובים יחסית זה לזה (אף שגם שם הגז דליל בהרבה מהריק הטוב ביותר שאפשר להשיג בכדור הארץ!). בחלל הבין-כוכבי החלקיקים מפוזרים בדלילות רבה יותר, אבל אותה הכחדה מתקבלת לאורך מסלול ארוך יותר. אם החלל הבין-כוכבי דליל פי 1,000 מערפילית טיפוסית, האור צריך לעבור מרחק ארוך פי 1,000 כדי להיחלש באותה מידה. לכן גם 0.5 × 1,000 = 5,000 פרסק בחלל הבין-כוכבי נותנים עומק אופטי של τ = 10. באור נראה איננו יכולים לראות לאורך דסקת שביל החלב יותר מכ-16,000 שנות אור!
באדיבות NASA
ומה עם ההאדמה? מתברר שגרגרי אבק משפיעים על צבעים שונים של אור ביעילות שונה. גרגרי אבק אינם מפזרים ביעילות אור שאורך הגל שלו גדול בהרבה מגודל הגרגר. אנלוגיה מועילה היא גלים בבריכה: גל קטן בהרבה ממכשול כמו אי נחסם או מוחזר, אבל גל גדול בהרבה ממכשול קטן כמו חלוק אבן עובר על פניו בלי שום השפעה. גלים ארוכים "אינם רואים" חלקיקים קטנים. לכן אור באורך גל ארוך (אדום) מתפזר פחות מאור באורך גל קצר (כחול). כתוצאה מכך, ככל שאור כוכב עובר מרחק גדול יותר בענן אבק או בתווך הבין-כוכבי, יותר אור כחול מוצא ממנו, והכוכב נראה אדום יותר. לפעמים האור הכחול המפוזר מגיע אלינו בדרך עקיפה – למשל באור המוחזר מערפילית, או בפוטונים הכחולים של אור השמש שמתפזרים באטמוספירה שלנו וצובעים את השמים בכחול.
בבדיקה מפורטת של תהליך הפיזור מתברר שבתחום האור הנראה, יעילות הפיזור באבק יחסית הפוכה לאורך הגל. אור אולטרה-סגול נחסם כמעט לגמרי, ואילו ההכחדה באינפרה-אדום קטנה בהרבה מאשר באור נראה. לכן אסטרונומים חוקרים אזורי היווצרות כוכבים בשיטות של אינפרה-אדום.
→ הסעיף הקודם: 14.14 המבנה של התווך הבין-כוכבי | הסעיף הבא: 14.16 קבוצות של כוכבים ←