林彥興
星際塵埃對星系的光譜能量分佈（SED）影響巨大。它會吸收來自恆星的可見光和紫外線，並將光子的能量在中紅外（MIR）和遠紅外（FIR）波段輻射出來。由於我們往往透過光來了解星系性質，因此理解塵埃對各種可觀測量（observables，比如星系的大小、顏色等性質）的影響，對理解星系至關重要。
在銀河系中，我們通常會觀測身在塵埃之後的明亮恆星，藉由比較觀測得到（經過塵埃的散射與吸收）的光譜，以及這個恆星本來應有的光譜，從而推導出在塵埃究竟吸收了多少光，由此得到「消光曲線 Extinction Curves」，也就是塵埃的消光（包含吸收與散射）能力跟波長的關係。值得注意的是，消光曲線基本上只跟塵埃的化學組成以及粒徑分布有關，是屬於塵埃本身的性質。
然而，想測量其它星系的消光曲線是非常困難的。因為在本星系群之外，我們很難找到一個理想的背景點光源。因此對於遙遠的星系們，我們可以測量的是它的「衰減曲線 Attenuation Curves」，其定義是把星系中所有恆星發出的亮度，除以我們實際觀測到的亮度，可以看成是星系所有塵埃的淨消光效應。很重要的一點是，與消光曲線不同，衰減曲線的形狀不只取決於塵埃的性質，更和塵埃與恆星之間的幾何分佈有關。
在使用如 SED 擬合等方法推算星系的物理性質時，選擇什麼樣的衰減曲線對結果會有顯著的影響，因此了解塵埃的衰減曲線，對研究星系演化是相當重要的一件事。
想研究衰減曲線，自然就需要一些定量方法來描述其性質。這張來自 Salim & Narayanan (2020) 的圖，描述了衰減曲線中的常見特徵。首先，與消光曲線相似，塵埃吸收光的能力在較短波長處通常更強，而這個「較強」可以用可見光斜率（$A_B/A_V$）、紫外 - 可見光斜率（$A_{1500}/A_V$）、紫外斜率（$A_{1500}/A_{3000}$），或使用冪律擬合時的近紅外斜率（$\beta_{\rm NIR}$）來定量衡量。另一個有趣的曲線特徵，是紫外凸起的強度（$B = A_{\rm bump}/A_{2175}$，也稱為 2175 Å 凸起）。
這些可觀測量的選擇，通常基於我們對目標的觀測條件。例如，對於鄰近的星系，可見光斜率可能更方便，因為可見光巡天觀測資料容易獲得。而對於高紅移（$z > 5$）星系，使用可見光觀測（例如 HST），則會探測目標星系的紫外波段，因此可能較常使用紫外斜率。
如前述，消光曲線與衰減曲線的關鍵區別之一，是恆星與塵埃的幾何分布會影響衰減曲線。例如，如果所有塵埃都位於恆星與觀測者之間（稱為所謂的「塵埃屏幕 Dust Screen」），則衰減曲線將與消光曲線相同。但如果恆星與塵埃在星系中均勻混合，則衰減曲線通常比消光曲線平坦。因此，這個領域中有大量研究，在努力探索星系的不同物理性質如何與曲線特徵（斜率、凸起強度）相關。
遺憾的是，在可預見的未來，並不會出現一個革命性的望遠鏡能夠徹底改變衰減曲線的研究。然而，HST、JWST、ALMA 等現役與近未來的望遠鏡，將繼續提供更多多波段數據，幫助我們更好地理解衰減曲線。
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