Le nombre de particules dans une colonne de surface unitaire le long de la ligne de visée, mesurant l'abondance du gaz.La densité de colonne est une mesure du nombre de particules présentes dans une colonne de section transversale unitaire le long d'une ligne de visée donnée. Elle est généralement exprimée en unités de particules par centimètre carré (cm⁻²) et constitue une quantité fondamentale en astrophysique, où elle quantifie la quantité de gaz ou de poussière entre un observateur et une source lointaine. Par exemple, la densité de colonne de l'hydrogène dans le milieu interstellaire indique aux astronomes la quantité de matière située sur le trajet vers une étoile, ce qui affecte la luminosité et le spectre observés de cette étoile. La densité de colonne se distingue de la densité volumique (particules par centimètre cube) car elle intègre le long de la ligne de visée, ce qui la rend directement pertinente pour les observations d'absorption et d'émission.
Le concept de densité de colonne est utilisé en astronomie depuis le début du XXe siècle, notamment dans les études des atmosphères stellaires et des raies d'absorption interstellaires. Il est devenu un outil standard avec le développement de la radioastronomie et de la spectroscopie ultraviolette au milieu du XXe siècle.
Pour obtenir la densité de colonne, on intègre la densité volumique n(r) le long de la ligne de visée de l'observateur à la source : N = ∫ n(r) dr. En pratique, les astronomes déduisent la densité de colonne à partir de mesures de raies spectrales—l'intensité des raies d'absorption ou d'émission dépend du nombre de particules absorbantes ou émettrices le long du trajet. Par exemple, la densité de colonne de l'hydrogène est souvent dérivée de la raie d'absorption Lyman-alpha, et la densité de colonne de la poussière à partir des cartes d'extinction infrarouge.
La densité de colonne est utilisée pour cartographier la distribution du gaz dans les galaxies, pour corriger l'extinction dans les observations astronomiques, et pour évaluer le blindage des nuages moléculaires contre le rayonnement ultraviolet, ce qui affecte la formation stellaire.
La densité de colonne de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer est d'environ 10²⁵ molécules par centimètre carré, ce qui explique pourquoi le ciel est bleu—la diffusion de Rayleigh est efficace parce que la colonne est si épaisse.
| N | variable | column density — densité de colonne per square metre |
| S_ν | variable | line flux density — spectral flux density joule per square metre per second per he |
| Δν | variable | line width — frequency interval hertz |
| Q | variable | rotational partition function — fonction de partition |
| T_rot | variable | rotational temperature — température kelvin |
| A_ul | variable | Einstein A coefficient — einstein a coefficient per second |
| Ω | variable | solid angle of source — solid angle steradian |
| h | variable | Planck constant — constante de Planck joule second |
| c | variable | speed of light — vitesse de la lumière metre per second |
| g_u | variable | degeneracy of upper level — dégénérescence |
| E_u | variable | energy of upper level — énergie joule |
| k | variable | Boltzmann constant — constante de Boltzmann joule per kelvin |
| N | variable | column density — densité de colonne per square metre |
| EW | variable | equivalent width — equivalent width metre |
| f | variable | oscillator strength — oscillator strength |
| λ | variable | wavelength — longueur d'onde metre |
