Hvězdné světlo

Starlight nebo Starlight ( angl.  Starlight ) je viditelné záření emitované hvězdami [1] . Obvykle se odkazuje na viditelné elektromagnetické záření z hvězd jiných než Slunce , jak je vidět ze Země v noci, ačkoli složka hvězdného světla je viditelná také ze Země během dne.

Sluneční světlo  je termín používaný k označení hvězdného světla Slunce, jak je vidět během dne. V noci albedo popisuje sluneční odrazy od jiných objektů ve Sluneční soustavě , včetně měsíčního svitu , planetárního světla a světla zvěrokruhu.

Sledování

Pozorování a měření světla hvězd pomocí dalekohledů je základem mnoha odvětví astronomie [2] , včetně fotometrie a hvězdné spektroskopie [3] . Hipparchos neměl dalekohled ani žádný přístroj, který by dokázal přesně změřit zdánlivou jasnost, a tak jednoduše provedl odhad okem. Rozdělil hvězdy do šesti kategorií jasnosti, které nazval magnitudy [4] . Nejjasnější hvězdy ve svém katalogu nazval hvězdami první velikosti a ty, které byly tak slabé, že je sotva viděl - hvězdy šesté velikosti [4] .

Hvězdné světlo je také významnou součástí osobní zkušenosti a lidské kultury, ovlivňuje různé aktivity, včetně poezie [5] , astronomie [2] a vojenské strategie [6] : hvězdné sledovače , obvykle orientované kromě Slunce na Canopus , se používají k navigaci v mnoha satelitních a raketových systémech, včetně vojenských.

Americká armáda utratila miliony dolarů v 50. letech 20. století a dále za vývoj teleskopického zaměřovače, který by mohl zesílit světlo hvězd, měsíční svit filtrovaný v mraku a fluorescenci upadající vegetace asi 50 000krát, aby člověk viděl v noci [6] . Na rozdíl od dříve vyvinutých aktivních infračervených systémů, jako je odstřelovač, toto bylo pasivní zařízení a nevyžadovalo dodatečné vyzařování světla, aby vidělo v noci [6] .

Průměrná barva světla hvězd v pozorovatelném vesmíru je nažloutlá bílá, která dostala název „ kosmické latte “ [7] .

Spektroskopii hvězdného světla poprvé použil Josef Fraunhofer v roce 1814 [3] . Lze uvažovat, že světlo hvězd se skládá ze tří hlavních typů spekter: spojitého spektra, emisního spektra a absorpčního spektra [1] .

Osvětlení hvězdného světla se shoduje s minimálním osvětlením lidského oka (~0,1 mlx ), zatímco měsíční světlo se shoduje s minimálním osvětlením lidského oka pro barevné vidění (~50 mlx ). Celková jasnost všech hvězd odpovídá magnitudě -5 a je o něco větší než jasnost Venuše [8]  [9] .

Elder Starlight

Jedna z nejstarších dosud objevených hvězd (v tomto případě nejstarší, nikoli však nejvzdálenější) byla identifikována v roce 2014: ve vzdálenosti „pouhých“ 6000 světelných let byla určena hvězda SMSS J031300.36-670839.3 být 13,8 miliardy let, což zhruba odpovídá stáří samotného vesmíru [10] . Na tuto hvězdu se rozsvítí světlo hvězdy osvětlující Zemi [10] .

Fotografie

Noční fotografie zahrnuje fotografování objektů osvětlených primárně světlem hvězd [11] . Součástí astrofotografie je i přímé snímání noční oblohy [12] . Stejně jako ostatní fotografie může být použita pro vědu a/nebo rekreaci [13] [14] . Předměty studia zahrnují noční zvířata [12] . Fotografování hvězdného světla se v mnoha případech může překrývat i s nutností porozumět účinkům měsíčního světla [12] .

Polarizace

Bylo pozorováno, že intenzita světla hvězd závisí na jeho polarizaci .

Hvězdné světlo se částečně lineárně polarizuje v důsledku rozptylu od protáhlých zrn mezihvězdného prachu, jehož dlouhé osy směřují kolmo ke galaktickému magnetickému poli. Podle Davis-Greensteinova mechanismu se zrna rychle otáčejí s osou rotace podél magnetického pole. Světlo polarizované ve směru magnetického pole kolmo k zorné linii se propouští, zatímco světlo polarizované v rovině definované rotujícím zrnem je blokováno. Směr polarizace lze tedy použít k mapování galaktického magnetického pole. Stupeň polarizace je asi 1,5 % pro hvězdy ve vzdálenosti 1 000 parseků [15] .

Hvězdné světlo obvykle vykazuje mnohem menší zlomek kruhové polarizace. Serkowski, Mathewson a Ford měřili polarizaci 180 hvězd ve filtrech UBVR. Zjistili maximální frakční kruhovou polarizaci ve velikosti , v R filtru [16] .

Vysvětlením je, že mezihvězdné médium je opticky tenké. Světlo hvězd procházející sloupcem kiloparseků podléhá zániku přibližně o takovou hodnotu, takže optická hloubka je ~ 1. Optická hloubka 1 odpovídá střední volné dráze, tj. vzdálenosti, kterou foton v průměru urazí, než se rozptýlí z prachového zrna. V průměru je tedy foton hvězdného světla rozptýlen z jednoho mezihvězdného zrna; mnohonásobný rozptyl (který vede ke kruhové polarizaci) je mnohem méně pravděpodobný. Pozorovatelně, zlomek lineární polarizace p ~ 0,015 z jednoduchého rozptylu; kruhová polarizace z vícenásobného rozptylu má tvar , proto očekáváme, že kruhově polarizovaný zlomek [15] .

Světlo z hvězd raného typu má velmi slabou vnitřní polarizaci. Kemp a další změřili optickou polarizaci Slunce s citlivostí ; zjistili horní limity pro oba (lineární polarizační zlomek) i (kruhový polarizační zlomek) [17] .

Mezihvězdné médium může vytvářet kruhově polarizované (CP) světlo z nepolarizovaného světla sekvenčním rozptylem z podlouhlých mezihvězdných zrn zarovnaných v různých směrech. Jednou z možností je klikaté zarovnání zrn podél linie pohledu kvůli změně v galaktickém magnetickém poli; druhá je, že přímka pohledu prochází několika mraky. Pro tyto mechanismy je maximální očekávaný zlomek CP , kde  je zlomek lineárně polarizovaného (LP) světla. Kemp a Woolstencroft našli CP v šesti hvězdách raného typu (bez vnitřní polarizace), což se jim podařilo vysvětlit prvním výše uvedeným mechanismem. Ve všech případech v modrém světle [18] .

Martin ukázal, že mezihvězdné prostředí dokáže přeměnit světlo z LP na CP rozptylem z částečně zarovnaných mezihvězdných zrn s komplexním indexem lomu [19] . Tento efekt pozorovali u světla z Krabí mlhoviny Martin, Illing a Angel [20] .

Opticky tlusté cirkumstelární médium může potenciálně vytvářet mnohem větší CP než mezihvězdné médium. Martin navrhl, že světlo LP by se mohlo stát CP v blízkosti hvězdy v důsledku mnohonásobného rozptylu v opticky tlustém asymetrickém cirkumstelárním oblaku prachu [19] . Na tento mechanismus odkazovali Bastien, Robert a Nadeau [21] , aby vysvětlili CP měřenou u 6 hvězd T-Tauri při vlnové délce 768 nm. Zjistili, že maximální hodnota CP . Serkowski změřil CP pro červeného veleobra NML Cygni a v dlouhoperiodické proměnné M VY Canis Majoris v H-pásmu, přičemž CP přisuzoval mnohonásobnému rozptylu v cirkumstelárních obálkách [22] . Chrysostomou et al., našli CPs až 0,17 v hvězdotvorné oblasti Orionu OMC-1 a přisoudili to odrazu světla hvězd od seřazených protáhlých zrn v prašné mlhovině [23] .

Kruhová polarizace zodiakálního světla a difuzního galaktického světla z Mléčné dráhy byla měřena při 550 nm Woolstencroftem a Kempem [24] . Našli hodnoty , které jsou vyšší než u běžných hvězd, pravděpodobně kvůli mnohonásobnému rozptylu od prachových zrn [24] .

Galerie

Poznámky

Komentáře
  1. ↑ Foceno ve světle hvězd fotoaparátem Canon 60D, dlouhá expozice.
  2. ↑ Hvězdná stezka je druh fotografie, který využívá pomalé rychlosti závěrky k zachycení denních kruhů – zdánlivého pohybu hvězd na noční obloze v důsledku rotace Země.
Prameny
  1. ↑ 1 2 Robinson, Keith. Starlight: Úvod do fyziky hvězd pro amatéry . — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 38–40. — ISBN 978-1-4419-0708-0 . Archivováno 23. března 2022 na Wayback Machine
  2. ↑ 12 Macpherson , Hector. Romantika moderní astronomie . - JB Lippincott, 1911. - S.  191 . - Hvězdná astronomie.
  3. ↑ 1 2 J. B. Hearnshaw. Analýza hvězdného světla: Sto padesát let astronomické spektroskopie . - Archiv CUP, 1990. - S. 51. - ISBN 978-0-521-39916-6 . Archivováno 23. března 2022 na Wayback Machine
  4. ↑ 12 Astronomie . _ https://d3bxy9euw4e147.cloudfront.net/oscms-prodcms/media/documents/Astronomy-Draft-20160817.pdf Archivováno 7. října 2016 na Wayback Machine : Rice University. 2016. str. 761. ISBN 1938168283 - přes Open Stax.
  5. ↑ Wells Hawks Skinner - Studium literatury a kompozice pro střední školy, normální školy a ... (1897) - Strana 102 (odkaz na elektronickou knihu Google)
  6. ↑ 1 2 3 Popular Mechanics – leden 1969 – „Jak se armáda naučila vidět ve tmě“ od Morta Schultze Archivováno 4. května 2021 na Wayback Machine (odkaz Google Books)
  7. ↑ Ivan K. Baldry, Karl Glazebrook, Carlton M. Baugh a kol. Průzkum 2dF Galaxy Redshift Survey: Omezení v historii formování kosmických hvězd z kosmického spektra  //  The Astrophysical Journal . - 2002. - 20. dubna ( roč. 569 , č. 2 ). - str. 582-594 .
  8. ↑ Schlyter, Paul Radiometrie a fotometrie v astronomii (1997–2009). Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 7. prosince 2013.
  9. ↑ Recenze IEE, 1972, strana 1183 Archivováno 5. března 2022 na Wayback Machine
  10. ↑ 1 2 Starověká hvězda může být nejstarší ve známém vesmíru . Space.com (10. února 2014). Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 28. srpna 2021.
  11. ↑ Rowell, Tony. Sierra Starlight: Astrofotografie Tonyho Rowella . - Rozkvět, 2. dubna 2018. - ISBN 9781597143134 . Archivováno 23. března 2022 na Wayback Machine
  12. ↑ 1 2 3 Ray, Sidney. Vědecká fotografie a aplikované zobrazování . — CRC Press, 23. října 2015. — ISBN 9781136094385 . Archivováno 24. března 2022 na Wayback Machine
  13. ↑ Ray, Sydney. Vědecká fotografie a  aplikované zobrazování ] . — CRC Press , 2015-10-23. — ISBN 9781136094385 . Archivováno 5. května 2021 na Wayback Machine
  14. ↑ Ray, Sydney. Vědecká fotografie a  aplikované zobrazování ] . — CRC Press, 2015-10-23. — ISBN 9781136094385 . Archivováno 5. května 2021 na Wayback Machine
  15. ↑ 1 2 Fosalba, Pablo; Lazarian, Alex ; Prunet, Simon; Tauber, Jan A. (2002). „Statistické vlastnosti galaktické polarizace hvězdného světla“. Astrofyzikální časopis . 564 (2): 762-772. arXiv : astro-ph/0105023 . Bibcode : 2002ApJ...564..762F . DOI : 10.1086/324297 .
  16. ↑ Serkowski, K.; Mathewson a Ford (1975). „Závislost mezihvězdné polarizace na vlnové délce a poměr celkové a selektivní extinkce“. Astrofyzikální časopis . 196 : 261. Bibcode : 1975ApJ...196..261S . DOI : 10.1086/153410 .
  17. ↑ Kemp, JC; a kol. (1987). „Optická polarizace Slunce měřená při citlivosti dílů v deseti milionech“. příroda . 326 (6110): 270-273. Bibcode : 1987Natur.326..270K . DOI : 10.1038/326270a0 .
  18. ↑ Kemp, James C.; Wolstencroft (1972). "Mezihvězdná kruhová polarizace: Data pro šest hvězd a závislost na vlnové délce." Astrofyzikální časopis . 176 : L115. Bibcode : 1972ApJ...176L.115K . DOI : 10.1086/181036 .
  19. ↑ 1 2 Martin (1972). "Mezihvězdná kruhová polarizace". MNRAS . 159 (2): 179-190. Bibcode : 1972MNRAS.159..179M . DOI : 10.1093/mnras/159.2.179 .
  20. ↑ Martin, P.G.; Illing, R.; Angel, JRP (1972). „Objev mezihvězdné kruhové polarizace ve směru Krabí mlhoviny“. MNRAS . 159 (2): 191-201. Bibcode : 1972MNRAS.159..191M . DOI : 10.1093/mnras/159.2.191 .
  21. ↑ Bastein, Pierre; Robert a Nadeau (1989). „Kruhová polarizace u hvězd T Tauri. II – Nová pozorování a důkazy pro vícenásobný rozptyl“. Astrofyzikální časopis . 339 : 1089. Bibcode : 1989ApJ...339.1089B . DOI : 10.1086/167363 .
  22. ↑ Serkowski, K. (1973). „Infračervená kruhová polarizace NML Cygni a VY Canis Majoris“. Astrofyzikální časopis . 179 : L101. Bibcode : 1973ApJ...179L.101S . DOI : 10.1086/181126 .
  23. ↑ Chrysostomou, Antonio; a kol. (2000). „Polarimetrie mladých hvězdných objektů - III. Kruhová polarimetrie OMC-1“. MNRAS . 312 (1): 103-115. Bibcode : 2000MNRAS.312..103C . CiteSeerX  10.1.1.46.3044 . DOI : 10.1046/j.1365-8711.2000.03126.x .
  24. ↑ 1 2 Wolstencroft, Ramon D.; Kemp (1972). „Kruhová polarizace nočního záření“. Astrofyzikální časopis . 177 : L137. Bibcode : 1972ApJ...177L.137W . DOI : 10.1086/181068 .