
天文学において、反射星雲は近くの恒星の光を反射する可能性のある星間塵の雲です。近くの恒星からのエネルギーは、星雲のガスを電離させて輝線星雲を形成するには不十分ですが、塵を可視化するのに十分な散乱を与えるには十分です。そのため、反射星雲が示す周波数スペクトルは、光を放つ恒星のスペクトルと類似しています。散乱の原因となる微小粒子には、炭素化合物(例えばダイヤモンドダスト)や、鉄やニッケルなどの他の元素の化合物があります。後者2つは銀河の磁場と一直線になっていることが多く、散乱光をわずかに偏光させます。[1]


1912年、ヴェスト・スリファーはプレアデス星団のメローペ星雲のスペクトルを分析し、その光源はおそらくメローペ星自身であり、星雲はメローペ星(およびアルシオーネ星)からの光を反射していると結論付けました。[3] 1913年のアイナー・ヘルツシュプルングによる計算は、この仮説を裏付けています。[4]エドウィン・ハッブルは1922年に、放射星雲と反射星雲をさらに区別しました。 [5]
反射星雲は通常青色です。これは、赤色の光よりも青色の光の方が散乱が効率的だからです (これは青い空と赤い夕焼けをもたらすのと同じ散乱プロセスです)。
反射星雲と輝線星雲は一緒に見られることが多く、両方とも散光星雲と呼ばれることもあります。
反射星雲は約500個知られています。三裂星雲と同じ空域には、青い反射星雲も見られます。非常に赤い超巨星 アンタレス(スペクトル型M1)は、大きな黄色の反射星雲に囲まれています。
反射星雲もまた星形成の場である可能性がある。

1922年、エドウィン・ハッブルは明るい星雲に関する研究成果を発表しました。この研究の一部は、反射星雲に関するハッブルの光度法則であり、星雲の角度の大きさ(R )とそれに関連する恒星の見かけの等級(m)の間に次のような関係を導きます。
ここで、kは測定の感度に依存する定数です。