Hvězdné světlo - Starlight
Světlo hvězd je světlo vyzařované hvězdami . Obvykle se týká viditelného elektromagnetického záření z jiných hvězd než ze Slunce , pozorovatelných ze Země v noci , i když součást hvězdného světla je ze Země pozorovatelná během dne .
Sluneční světlo je termín používaný pro sluneční světlo pozorované během dne. V noci albedo popisuje sluneční odrazy od jiných objektů sluneční soustavy , včetně měsíčního svitu , svitu planety a zodiakálního světla .
Pozorování
Pozorování a měření hvězdného světla pomocí dalekohledů je základem mnoha astronomických oborů , včetně fotometrie a hvězdné spektroskopie . Hipparchus neměl dalekohled ani žádný nástroj, který by dokázal přesně měřit zdánlivou jasnost, a tak jednoduše prováděl odhady očima. Hvězdy roztřídil do šesti kategorií jasu, které nazýval magnitudy. Ve svém katalogu označoval nejjasnější hvězdy jako hvězdy první magnitudy, což byly nejjasnější hvězdy a ty tak slabé, že je sotva viděl, byly hvězdy šesté magnitudy.
Starlight je také pozoruhodnou součástí osobní zkušenosti a lidské kultury a ovlivňuje celou řadu aktivit, včetně poezie , astronomie a vojenské strategie.
Armáda Spojených států utratil miliony dolarů v roce 1950 a následující roky, aby vytvořila prostor Starlight , který by mohl zesílit hvězd, měsíčku filtrovat podle mraků a fluorescence z hnijící vegetace asi 50.000 krát, aby se člověk vidět v noci. Na rozdíl od dříve vyvinutého aktivního infračerveného systému, jako je sniperscope , šlo o pasivní zařízení a ke sledování nevyžadovalo další vyzařování světla.
Průměrná barva světla hvězd v pozorovatelném vesmíru je žlutobílý odstín, který dostal název Cosmic Latte .
Spektroskopie hvězdného světla, zkoumání hvězdných spekter, byla průkopníkem Josepha Fraunhofera v roce 1814. Starlight lze chápat jako složený ze tří hlavních typů spekter, spojitého spektra , emisního spektra a absorpčního spektra .
Osvětlení hvězdného světla se shoduje s minimálním osvětlením lidského oka (~ 0,1 mlx ), zatímco měsíční světlo se shoduje s minimálním osvětlením barevného vidění lidského oka (~ 50 mlx).
Nejstarší světlo hvězd
Jedna z nejstarších dosud identifikovaných hvězd - nejstarší, ale v tomto případě ne nejvzdálenější - byla identifikována v roce 2014: zatímco hvězda SMSS J031300.36−670839.3 byla vzdálena „pouhých“ 6 000 světelných let a byla stanovena na 13,8 miliardy let stará, nebo víceméně stejného stáří jako samotný vesmír . Světlo zářící na Zemi by zahrnovalo tuto hvězdu.
Fotografování
Noční fotografie zahrnuje fotografování předmětů, které jsou osvětleny primárně světlem hvězd. Přímé fotografování noční oblohy je také součástí astrofotografie . Stejně jako ostatní fotografie může být použit pro sledování vědy a/nebo pro volný čas. Subjekty zahrnují noční zvířata . V mnoha případech se fotografování hvězdného světla může také překrývat s potřebou porozumět dopadu měsíčního světla .
Polarizace
Bylo pozorováno, že intenzita světla hvězd je funkcí jeho polarizace .
Hvězdné světlo se částečně lineárně polarizuje rozptylem z prodloužených mezihvězdných prachových zrn, jejichž dlouhé osy bývají orientovány kolmo na galaktické magnetické pole . Podle mechanismu Davis – Greenstein se zrna rychle otáčí svou osou otáčení podél magnetického pole. Světlo polarizované ve směru magnetického pole kolmého na přímku pohledu je přenášeno, zatímco světlo polarizované v rovině definované rotujícím zrnem je blokováno. Směr polarizace lze tedy použít k mapování galaktického magnetického pole . U hvězd ve vzdálenosti 1 000 parseků je stupeň polarizace řádově 1,5% .
Obvykle se ve hvězdném světle nachází mnohem menší část kruhové polarizace . Serkowski, Mathewson a Ford změřili polarizaci 180 hvězd ve filtrech UBVR. Ve filtru R našli maximální frakční kruhovou polarizaci .
Vysvětlení je, že mezihvězdné médium je opticky tenké. Hvězdné světlo procházející sloupcem kiloparsek prochází zhruba velikostí vyhynutí, takže optická hloubka ~ 1. Optická hloubka 1 odpovídá střední volné dráze, což je průměrná vzdálenost, kterou foton urazí před rozptylem z prachového zrna . V průměru je foton hvězdného světla rozptýlen z jednoho mezihvězdného zrna; vícenásobný rozptyl (který vytváří kruhovou polarizaci) je mnohem méně pravděpodobný. Z pozorování lineární polarizační frakce p ~ 0,015 z jediného rozptylu; kruhová polarizace z vícenásobného rozptylu probíhá jako , takže očekáváme kruhově polarizovanou frakci .
Světlo z hvězd raného typu má velmi malou vnitřní polarizaci. Kemp a kol. měřil optickou polarizaci Slunce při citlivosti ; zjistili horní meze pro (zlomek lineární polarizace) i (zlomek kruhové polarizace).
Mezihvězdné médium může produkovat kruhově polarizované (CP) světlo z nepolarizovaného světla postupným rozptylem z prodloužených mezihvězdných zrn zarovnaných v různých směrech. Jednou z možností je zarovnání zkrouceného zrna podél zorného pole v důsledku změn v galaktickém magnetickém poli; další je linie výhledu procházející více mraky. U těchto mechanismů je maximální očekávaná frakce CP , kde je frakce lineárně polarizovaného (LP) světla. Kemp & Wolstencroft našli CP u šesti hvězd raného typu (bez vnitřní polarizace), které dokázali připsat prvnímu výše uvedenému mechanismu. Ve všech případech v modrém světle.
Martin ukázal, že mezihvězdné médium může převádět LP světlo na CP rozptylem z částečně zarovnaných mezihvězdných zrn se složitým indexem lomu. Tento efekt pozorovali Martin, Illing a Angel pro světlo z Krabí mlhoviny .
Opticky silné okolní prostředí může potenciálně produkovat mnohem větší CP než mezihvězdné médium. Martin navrhl, že LP světlo se může stát CP blízko hvězdy vícenásobným rozptylem v opticky tlustém asymetrickém oblaku oběžného prachu. Tento mechanismus použili Bastien, Robert a Nadeau, aby vysvětlili CP měřené u 6 hvězd T-Tauri na vlnové délce 768 nm. Zjistili maximální CP . Serkowski změřil CP pro červený supergiant NML Cygni a v dlouhodobé proměnné M hvězda VY Canis Majoris v pásmu H, přičítání CP k vícenásobnému rozptylu v obálkách kolem hvězdy . Chrysostomou a kol. našel CP s q až 0,17 v oblasti vytvářející hvězdy Orion OMC-1 a vysvětlil to odrazem světla hvězd od zarovnaných zploštělých zrn v prašné mlhovině.
Kruhová polarizace zodiakálního světla a difuzního galaktického světla Mléčné dráhy byla měřena na vlnové délce 550 nm společnostmi Wolstencroft a Kemp. Našli hodnoty , které jsou vyšší než u běžných hvězd, pravděpodobně kvůli vícenásobnému rozptylu z prachových zrn.
