Ѕвездена светлина

За други значења на поимот, погл. Ѕвездена светлина (појаснување).

Ѕвезденото небо вкрстено со Млечниот Пат и метеор.

Ѕвездена светлина ― светлината што ја емитуваат ѕвездите.^[1] Обично се однесува на видливо електромагнетно зрачење од ѕвезди различни од Сонцето, кое може да е набљудуваno од Земјата ноќе, иако дел од ѕвездената светлина може да е набљудувана од Земјата во текот на белиот ден.

Сончева светлина е поим што е користен за сончевата ѕвездена светлина забележана во текот на денот. Во текот на ноќта, албедото ги опишува сончевите одбивања од другите тела во Сончевиот Систем, вклучително и месечевата светлина, планетарниот отсјај и зодијачната светлина.

Набљудување

Набљудувањето и мерењето на ѕвездената светлина преку телескопи е основа за многу области на астрономијата,^[2] вклучувајќи фотометрија и ѕвездена спектроскопија.^[3] Хипарх немал телескоп или некој инструмент кој би можел прецизно да ја мери привидната осветленост, па едноставно правел проценки со очите. Тој ги подредувал ѕвездите во шест категории на осветленост, кои ги нарекол величини.^[4] Тој ги нарекол најсветлите ѕвезди во неговиот каталог како ѕвезди со прва величина и оние толку слаби што едвај можел да ги види, како ѕвезди со шеста величина.

Ѕвездената светлина е исто така значаен дел од личното искуство и човечката култура, што влијае на разновиден опсег на определби, вклучувајќи поезија,^[5] астрономија,^[2] и воена стратегија.^[6]

Армијата на Соединетите Држави потрошиле милиони долари во 1950-тите и наваму за да развијат визир за ѕвездена светлина, кој може да ја засили ѕвездената светлина, месечевата светлина филтрирана од облаците и флуоресценцијата на гнила вегетација околу 50.000 пати за да му овозможи на човекот да гледа ноќе.^[6] За разлика од претходно развиениот активен инфрацрвен систем како што е снајперскопот, тој бил пасивен уред и не бара дополнителна емисија на светлина за да биде виден.^[6]

Просечната боја на ѕвездената светлина во универзумот што може да биде набљудуван е нијанса на жолтеникаво-бела, која го добила името Космичко Лате.

Спектроскопија на ѕвездена светлина, испитување на ѕвездените спектри, била започната од Јозеф Фраунхофер во 1814 година.^[3] Ѕвездената светлина може да биде сфатена дека е составена од три главни видови спектри, постојан спектар, спектар на емисија и спектар на примање.^[1]

Осветленоста на ѕвездената светлина се совпаѓа со минималното осветлување на човечкото око (~0,1 минилукси), додека месечевата светлина се совпаѓа со минималното осветлување на видот на бојата на човечкото око (~50 минилукси).^[7][8]

Една од најстарите ѕвезди досега идентификувана - најстарата, но не и најдалечната во овој случај - била идентификувана во 2014 година: додека на „само“ 6.000 светлосни години, ѕвездата SMSS J031300.36−670839.3 била утврдена дека е стара 13,8 милијарди години, или повеќе или помалку на иста возраст како и самиот универзум.^[9] Ѕвездената светлина што сјае кон Земјата ја вклучува оваа ѕвезда.^[9]

Фотографија

Ноќната фотографија вклучува фотографирање на предмети кои се осветлени првенствено од ѕвездената светлина.^[10] Директното фотографирање на ноќното небо е исто така дел од астрофотографијата.^[11] Како и другите фотографии, може да биде користена за наука и/или слободно време.^[12][13] Предметите вклучуваат ноќни животни.^[11] Во многу случаи, фотографијата од ѕвездената светлина може да се преклопува и со потребата да биде разбрано влијанието на месечевата светлина.^[11]

Поларизација

Забележано е дека интензитетот на ѕвездената светлина е во функција на нејзината поларизација.

Ѕвездената светлина станува делумно линеарно поларизирана со расејување од издолжените меѓуѕвездени прашести зрна чии долги оски имаат тежнеење да бидат ориентирани нормално на галактичкото магнетно поле. Според Дејвис-Гринштајновиот механизам, зрната се вртат брзо со нивната вртежна оска долж магнетното поле. Светлината поларизирана по правецот на магнетното поле нормално на видната линија се пренесува, додека светлината поларизирана во рамнината дефинирана со вртежното зрно е блокирана. Така, насоката на поларизација може да биде користена за картирање на галактичкото магнетно поле. Степенот на поларизација е од редот на 1,5% за ѕвезди на растојание од 1.000 парсеци.^[14]

Нормално, многу помал дел од кружната поларизација се наоѓа во ѕвездената светлина. Серковски, Метјусон и Форд^[15] ја измериле поларизацијата на 180 ѕвезди во филтрите за ултравиолетова, сина, видлива, и црвена светлина. Тие откриле максимална фракциона кружна поларизација на ${\displaystyle q=6\times 10^{-4}}$, во филтерот за црвената светлина.

Објаснувањето е дека меѓуѕвездената средина е оптички тенка. Ѕвездената светлина која патува низ колона килопарсек претрпува приближна големина на изумирање, така што оптичката длабочина е ~ 1. Оптичката длабочина од 1 одговара на средната слободна патека, што е растојанието, во просек што го поминува фотонот пред да се распрсне од зрно прашина. Така, во просек, фотон од ѕвездена светлина се расфрла од едно меѓуѕвездено зрно; повеќекратното расејување (што произведува кружна поларизација) е многу помалку веројатно. Набљудувачки,^[14] линеарната фракција на поларизација p ~ 0,015 од едно расејување; кружна поларизација од повеќекратно расејување оди како ${\displaystyle p^{2}}$, па очекуваме кружно поларизирана дропка од ${\displaystyle q\sim 2\times 10^{-4}}$.

Светлината од ѕвездите од раниот вид, има многу мала внатрешна поларизација. Кемп и соработниците^[16] ја измериле оптичката поларизација на Сонцето при чувствителност на ${\displaystyle 3\times 10^{-7}}$; ги нашле горните граници на ${\displaystyle 10^{-6}}$ за двете ${\displaystyle p}$ (фракција на линеарна поларизација) и ${\displaystyle q}$ (фракција на кружна поларизација).

Меѓуѕвездената средина може да произведе кружно поларизирана светлина од неполаризирана светлина со секвенцијално расејување од издолжени меѓуѕвездени зрна порамнети во различни насоки. Една од можностите е изопачено порамнување на зрната по линијата на видот поради варијациите во галактичкото магнетно поле; друга е линијата на видот минува низ повеќе облаци. За овие механизми максималната очекувана фракција на кружно поларизираната светлина е ${\displaystyle q\sim p^{2}}$, каде ${\displaystyle p}$ е дел од линеарно поларизираната светлина. Кемп и Волстенкрофт^[17] пронашле кружно поларизирана светлина во шест ѕвезди од ран вид (без внатрешна поларизација), што можеле да го припишат на првиот механизам споменат погоре. Во сите случаи, ${\displaystyle q\sim 10^{-4}}$ во сина светлина.

Мартин^[18] покажал дека меѓуѕвездената средина може да ја претвори линеарно поларизираната светлина во кружно поларизирана со расејување од делумно порамнети меѓуѕвездени зрна кои имаат сложен индекс на прекршување. Овој ефект бил забележан за светлината од Раковидната Маглина од страна на Мартин, Илинг и Ангел.^[19]

Оптички густата околуѕвездена средина може потенцијално да произведе многу поголема кружно поларизирана од меѓуѕвездената средина. Мартин^[18] предложил дека линеарно поларизираната светлина може да стане кружно поларизираната светлина во близина на ѕвезда со повеќекратно расејување во оптички дебел асиметричен кружен облак од прашина. Овој механизам бил повикан од Бастјен, Роберт и Надо,^[20] за да биде објаснета кружно поларизираната светлина измерена во 6 ѕвезди Т-Бик на бранова должина од 768 nm. Тие пронашле максимална кружно поларизирана светлина од ${\displaystyle q\sim 7\times 10^{-4}}$. Серковски^[21] измерил кружно поларизирана светлина на ${\displaystyle q=7\times 10^{-3}}$ за црвениот суперџин NML Лебед и ${\displaystyle q=2\times 10^{-3}}$ во долгопериодната променлива M-ѕвезда од типот на VY Големо Куче во H-лентата, припишувајќи ја кружно поларизираната светлина на повеќекратно расејување во обвивки околу ѕвездите. Хризостому и соработниците^[22] ја нашле кружно поларизираната светлина со q до 0,17 во подрачјето за образување на ѕвезди, Орион ОМЦ-1, и ја објасниле со одбивањето на ѕвездената светлина од порамнетите облатни зрна во правливата маглина.

Кружната поларизација на зодијачната светлина и расеаната галактичка светлина во Млечниот Пат, била измерена на бранова должина од 550 nm од Волстенкрофт и Кемп.^[23] Тие нашле вредности на ${\displaystyle q\sim 5\times 10^{-3}}$, што е повисоко отколку за обичните ѕвезди, веројатно поради повеќекратното расејување од зрната прашина.

Поврзано

• Список на најсветли ѕвезди
• Пуркињев ефект
• Сончево зрачење
• Месечева светлина

Наводи

1. Robinson, Keith (2009). Starlight: An Introduction to Stellar Physics for Amateurs. Springer Science & Business Media. стр. 38–40. ISBN 978-1-4419-0708-0.
2. Macpherson, Hector (1911). The romance of modern astronomy. J.B. Lippincott. стр. 191. Starlight astronomy.
3. J. B. Hearnshaw (1990). The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy. CUP Archive. стр. 51. ISBN 978-0-521-39916-6.
4. Astronomy. https://d3bxy9euw4e147.cloudfront.net/oscms-prodcms/media/documents/Astronomy-Draft-20160817.pdf: Rice University. 2016. p. 761. ISBN 1938168283- via Open Stax.
5. Wells Hawks Skinner – Studies in literature and composition for high schools, normal schools, and ... (1897) – Page 102 (Google eBook link)
6. Popular Mechanics – Jan 1969 – "How the Army Learned to See in the Dark" by Mort Schultz (Google Books link)
7. Schlyter, Paul (1997–2009). „Radiometry and photometry in astronomy“.
8. IEE Reviews, 1972, page 1183
9. „Ancient Star May Be Oldest in Known Universe“. Space.com. 10 февруари 2014.
10. Rowell, Tony (2 април 2018). Sierra Starlight: The Astrophotography of Tony Rowell. Heyday. ISBN 9781597143134 – преку Google Books.
11. Ray, Sidney (23 октомври 2015). Scientific Photography and Applied Imaging. CRC Press. ISBN 9781136094385 – преку Google Books.
12. Ray, Sidney (2015-10-23). Scientific Photography and Applied Imaging (англиски). CRC Press. ISBN 9781136094385.
13. Ray, Sidney (2015-10-23). Scientific Photography and Applied Imaging (англиски). CRC Press. ISBN 9781136094385.
14. Fosalba, Pablo; Lazarian, Alex; Prunet, Simon; Tauber, Jan A. (2002). „Statistical Properties of Galactic Starlight Polarization“. Astrophysical Journal. 564 (2): 762–772. arXiv:astro-ph/0105023. Bibcode:2002ApJ...564..762F. doi:10.1086/324297.
15. Serkowski, K.; Mathewson and Ford (1975). „Wavelength dependence of interstellar polarization and ratio of total to selective extinction“. Astrophysical Journal. 196: 261. Bibcode:1975ApJ...196..261S. doi:10.1086/153410.
16. Kemp, J. C.; и др. (1987). „The optical polarization of the Sun measured at a sensitivity of parts in ten million“. Nature. 326 (6110): 270–273. Bibcode:1987Natur.326..270K. doi:10.1038/326270a0.
17. Kemp, James C.; Wolstencroft (1972). „Interstellar Circular Polarization: Data for Six Stars and the Wavelength Dependence“. Astrophysical Journal. 176: L115. Bibcode:1972ApJ...176L.115K. doi:10.1086/181036.
18. Martin (1972). „Interstellar circular polarization“. MNRAS. 159 (2): 179–190. Bibcode:1972MNRAS.159..179M. doi:10.1093/mnras/159.2.179.
19. Martin, P.G.; Illing, R.; Angel, J. R. P. (1972). „Discovery of interstellar circular polarization in the direction of the Crab nebula“. MNRAS. 159 (2): 191–201. Bibcode:1972MNRAS.159..191M. doi:10.1093/mnras/159.2.191.
20. Bastein, Pierre; Robert and Nadeau (1989). „Circular polarization in T Tauri stars. II - New observations and evidence for multiple scattering“. Astrophysical Journal. 339: 1089. Bibcode:1989ApJ...339.1089B. doi:10.1086/167363.
21. Serkowski, K. (1973). „Infrared Circular Polarization of NML Cygni and VY Canis Majoris“. Astrophysical Journal. 179: L101. Bibcode:1973ApJ...179L.101S. doi:10.1086/181126.
22. Chrysostomou, Antonio; и др. (2000). „Polarimetry of young stellar objects - III. Circular polarimetry of 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.
23. Wolstencroft, Ramon D.; Kemp (1972). „Circular Polarization of the Nightsky Radiation“. Astrophysical Journal. 177: L137. Bibcode:1972ApJ...177L.137W. doi:10.1086/181068.