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銀河面吸収帯 (英： Zone of Avoidance ； ZOA) は、われわれ自身の銀河系の星間物質が原因で、遠方の天体が不鮮明になっている星野の領域である。 天の川の平面（銀河面）にある星間物質と恒星は、可視光線の波長領域で、銀河系外の星野の約20%を遮っている。その結果、光学的な銀河カタログは、通常は銀河面の近くでは非常に不完全なものとなる。 銀河面吸収帯は元々は、イギリスの天文学者 Richard Proctor による、ジョン・ハーシェルの ''General Catalogue of Nebulae'' の中の星雲の分布に関する1878年の論文の中で、「星雲の少ない領域」と呼ばれていたものである。〔Kraan-Korteweg & Lahav 2000, p. 2〕 ==現代における展開== もう少し時代が下ると、銀河面吸収帯による知識のギャップを埋めようと、多数のプロジェクトが試みられた。銀河面のダストとガスは光学波長領域の減衰を引き起こし、前景の星は背景の銀河と混同される可能性がある。しかし減衰は、さらに長い赤外線のような波長では低下し、電波の波長では、実質的に銀河面は透明である。IRAS や 2MASSなどの赤外線サーベイは、今までより完全な銀河系外の星野の画像を与えた。実際、2つの非常に大きな近傍の銀河、Maffei 1 と Maffei 2 が1968年にパオロ・マフェイにより、その赤外領域の輝線スペクトルにより発見されている。ではあるが、星野の約10%は、銀河面の恒星と混同されやすいので、いまだに銀河系外の天体のサーベイが困難な領域として残されている。 銀河面吸収帯の電波波長でのサーベイ・プロジェクト、特に中性水素原子の21cm スピン反転（spin-flip）輝線〔21cmスピン反転（spin-flip）輝線は、水素原子の陽子と電子のスピンが同一方向の状態（高エネルギー状態）から、反対方向の状態（低エネルギー状態）に遷移するときに放出される光子による輝線スペクトルである。〕 （天文学の用語では「水素線」）を使うものは、赤外線では探知できなかった多数の銀河の探知に成功している。水素線により探知された銀河の例としては、 Dwingeloo Galaxy 1 と Dwingeloo Galaxy 2 がある。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「銀河面吸収帯」の詳細全文を読む スポンサード リンク
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