Tähtien valo

Starlight tai Starlight ( eng.  Starlight ) on tähtien lähettämää näkyvää säteilyä [1] . Se tarkoittaa yleensä muiden tähtien kuin Auringon näkyvää sähkömagneettista säteilyä Maasta yöllä nähtynä, vaikka tähtivalokomponentti näkyy myös maasta päivällä .

Auringonvalo  on termi, jota käytetään viittaamaan auringon tähtien valoon päiväsaikaan. Yöllä albedo kuvaa auringon heijastuksia muista aurinkokunnan kohteista , mukaan lukien kuunvalosta , planeetan valosta ja eläinradan valosta.

Valvonta

Tähtien valon havainnointi ja mittaaminen kaukoputkilla on perusta monille tähtitieteen aloille [2] , mukaan lukien fotometria ja tähtispektroskopia [ 3] . Hipparkksuksella ei ollut kaukoputkea tai mitään instrumenttia, joka voisi mitata tarkasti näennäisen kirkkauden, joten hän teki yksinkertaisesti arvion silmän perusteella. Hän jakoi tähdet kuuteen kirkkausluokkaan, joita hän kutsui magnitudeiksi [4] . Hän kutsui luettelonsa kirkkaimpia tähtiä ensimmäisen magnitudin tähdiksi ja niitä, jotka olivat niin himmeitä, että hän tuskin nähnyt niitä - kuudennen magnitudin tähdiksi [4] .

Starlight on myös näkyvä osa henkilökohtaista kokemusta ja ihmiskulttuuria, ja se vaikuttaa moniin aktiviteetteihin, mukaan lukien runous [5] , tähtitiede [2] ja sotilaallinen strategia [6] : tähtienseurantalaitteet , jotka yleensä suuntautuvat Canopuksen auringon lisäksi , käytetään navigointiin monissa satelliitti- ja ohjusjärjestelmissä, mukaan lukien sotilaalliset järjestelmät.

Yhdysvaltain armeija käytti miljoonia dollareita 1950-luvulla ja sen jälkeen kehittääkseen teleskooppitähtäimen, joka voisi vahvistaa tähtien valoa, pilvisuodatettua kuuvaloa ja lahoavaa kasvillisuuden fluoresenssia noin 50 000 kertaa niin, että ihminen näki yöllä [6] . Toisin kuin aiemmin kehitetyt aktiiviset infrapunajärjestelmät, kuten tarkka-ampujan, tämä oli passiivinen laite, eikä se vaatinut ylimääräistä valosäteilyä nähdäkseen yöllä [6] .

Tähtien valon keskimääräinen väri havaittavissa olevassa universumissa on kellertävän valkoinen, jolle on annettu nimi " kosminen latte " [7] .

Josef Fraunhofer käytti tähtivalospektroskopiaa ensimmäisen kerran vuonna 1814 [3] . Voidaan katsoa, ​​että tähtien valo koostuu kolmesta päätyypistä spektristä: jatkuvasta spektristä, emissiospektristä ja absorptiospektristä [1] .

Tähtien valon valaistus on sama kuin ihmissilmän vähimmäisvalaistus (~0,1 mlx ), kun taas kuunvalo on sama kuin värinäön ihmissilmän vähimmäisvalaistus (~50 mlx ). Kaikkien tähtien kokonaiskirkkaus vastaa magnitudia -5 ja on hieman suurempi kuin Venuksen kirkkaus [8]  [9] .

Vanhin Starlight

Yksi vanhimmista tähän mennessä löydetyistä tähdistä (tässä tapauksessa vanhin, mutta ei kaukaisin) tunnistettiin vuonna 2014: "vain" 6 000 valovuoden etäisyydellä tähti SMSS J031300.36-670839.3 määritettiin olla 13,8 miljardia vuotta, mikä vastaa suunnilleen maailmankaikkeuden ikää [10] . Maata valaisevan tähden valo sytyttää tämän tähden [10] .

Valokuvaus

Yökuvaukseen liittyy pääasiassa tähtien valolla valaistujen kohteiden kuvaaminen [11] . Myös yötaivaan suora kuvaaminen on osa astrovalokuvausta [12] . Kuten muitakin valokuvia, sitä voidaan käyttää tieteeseen ja/tai virkistykseen [13] [14] . Tutkimuskohteita ovat yöeläimet [12] . Monissa tapauksissa tähtien valon kuvaaminen voi myös mennä päällekkäin kuunvalon vaikutusten ymmärtämisen kanssa [12] .

Polarisaatio

On havaittu, että tähtien valon voimakkuus riippuu sen polarisaatiosta .

Tähtien valo muuttuu osittain lineaarisesti polarisoituneeksi sironnan seurauksena pitkänomaisista tähtienvälisen pölyn rakeista, joiden pitkät akselit on suunnattu kohtisuoraan galaktiseen magneettikenttään nähden. Davis-Greensteinin mekanismin mukaan rakeet pyörivät nopeasti pyörimisakselin mukana magneettikenttää pitkin. Magneettikentän suunnassa kohtisuorassa näkölinjaan polarisoitunut valo välittyy, kun taas pyörivän rakeen määrittelemässä tasossa polarisoitunut valo estyy. Näin ollen polarisaation suuntaa voidaan käyttää galaktisen magneettikentän kartoittamiseen. Polarisaatioaste on noin 1,5 % tähdillä 1000 parsekin etäisyydellä [15] .

Tyypillisesti tähtien valolla on paljon pienempi osa pyöreästä polarisaatiosta. Serkowski, Mathewson ja Ford mittasivat 180 tähden polarisaation UBVR-suodattimissa. He löysivät suurimman murto-osuuden ympyräpolarisaation koossa R-suodattimesta [16] .

Selitys on, että tähtienvälinen väliaine on optisesti ohut. Kiloparsekkipylvään läpi kulkeva tähtivalo sammuu noin verran, joten optinen syvyys on ~ 1. Optinen syvyys 1 vastaa keskimääräistä vapaata polkua, eli matkaa, jonka fotoni kulkee keskimäärin ennen kuin se siroaa pölyrakeista. Siten keskimäärin tähtien valon fotoni on siroteltu yhdestä tähtienvälisestä rakeesta; moninkertainen sironta (joka johtaa ympyräpolarisaatioon) on paljon epätodennäköisempää. Havainnon mukaan lineaarisen polarisaation osuus p ~ 0,015 yksittäisestä sironnasta; ympyräpolarisaatio moninkertaisesta sironnasta on muotoa , joten odotamme, että ympyräpolarisoitu murto [15] .

Varhaisen tyypin tähtien valolla on erittäin heikko sisäinen polarisaatio. Kemp ja muut ovat mitanneet Auringon optisen polarisaation herkkyydellä ; he löysivät ylärajat sekä (lineaarinen polarisaatiofraktio) että (ympyräpolarisaatiofraktio) [17] .

Tähtienvälinen väliaine voi luoda ympyräpolarisoitua (CP) valoa polaroimattomasta valosta sirottamalla peräkkäin pitkänomaisista tähtienvälisistä rakeista, jotka on kohdistettu eri suuntiin. Yksi mahdollisuus on mutkainen rakeiden kohdistus tähtäyslinjaa pitkin galaktisen magneettikentän muutoksesta johtuen; toinen on, että näkölinja kulkee useiden pilvien läpi. Näille mekanismeille suurin odotettu osuus CP on , jossa  on lineaarisesti polarisoidun (LP) valon osuus. Kemp ja Woolstencroft löysivät CP:tä kuudesta varhaisen tyypin tähdestä (ilman sisäistä polarisaatiota), minkä he pystyivät selittämään ensimmäisellä yllä mainitulla mekanismilla. Kaikissa tapauksissa sinisessä valossa [18] .

Martin osoitti, että tähtienvälinen väliaine voi muuntaa valoa LP:stä CP:ksi sirottamalla osittain linjassa olevista tähtienvälisistä rakeista, joilla on monimutkainen taitekerroin [19] . Martin, Illing ja Angel havaitsivat tämän vaikutuksen rapu-sumusta tulevalle valolle [20] .

Optisesti paksu ympärillä oleva väliaine voi mahdollisesti luoda paljon suurempia CP:itä kuin tähtienvälinen väliaine. Martin ehdotti, että LP-valo voisi muuttua CP:ksi tähden lähellä, koska se hajoaa useaan otteeseen optisesti paksussa epäsymmetrisessä ympärillä olevassa pölypilvessä [19] . Bastien, Robert ja Nadeau [21] viittasivat tähän mekanismiin selittääkseen CP:n, joka mitattiin 6 T-Tauri-tähdellä aallonpituudella 768 nm. He havaitsivat, että maksimiarvo CP . Serkowski mittasi CP :n punaiselle superjättiläiselle NML Cygnille ja pitkän ajanjakson muuttujalle M-tähdelle VY Canis Majorikselle H-kaistalla, katsoen CP:n moninkertaiseksi sironnaksi ympyränmuotoisissa verhoissa [22] . Chrysostomou ym. löysivät jopa 0,17 CP:t Orionin tähtienmuodostusalueelta OMC-1 ja katsoivat tämän johtuvan tähtien valon heijastumisesta linjassa olevista pitkänomaisista rakeista pölyisessä sumussa [23] .

Linnunradan eläinradan valon ja haja-galaktisen valon ympyräpolarisaation mittasivat 550 nm:ssä Woolstencroft ja Kemp [24] . He löysivät arvoja , jotka ovat korkeampia kuin tavallisilla tähdillä, oletettavasti johtuen moninkertaisesta pölyrakeiden leviämisestä [24] .

Galleria

Muistiinpanot

Kommentit
  1. ↑ Kuvattu tähtien valossa Canon 60D:llä, pitkä valotus.
  2. ↑ Star trail on valokuvaustapa, jossa käytetään hidasta suljinaikaa vuorokauden ympyröiden kuvaamiseen – tähtien näennäiseen liikkeeseen yötaivaalla Maan pyörimisen vuoksi.
Lähteet
  1. ↑ 1 2 Robinson, Keith. Starlight: Johdatus tähtien fysiikkaan amatööreille . — Springer Science & Business Media, 2009. — S. 38–40. — ISBN 978-1-4419-0708-0 . Arkistoitu 23. maaliskuuta 2022 Wayback Machinessa
  2. ↑ 12 Macpherson , Hector. Modernin tähtitieteen romantiikkaa . - JB Lippincott, 1911. - s  . 191 . - Starlight tähtitiede.
  3. ↑ 1 2 J. B. Hearnshaw. Tähtien valon analyysi: Sataviisikymmentä vuotta tähtitieteellistä spektroskopiaa . - CUP-arkisto, 1990. - s. 51. - ISBN 978-0-521-39916-6 . Arkistoitu 23. maaliskuuta 2022 Wayback Machinessa
  4. ↑ 12 Tähtitiede _ _ https://d3bxy9euw4e147.cloudfront.net/oscms-prodcms/media/documents/Astronomy-Draft-20160817.pdf Arkistoitu 7. lokakuuta 2016 Wayback Machinessa : Rice University. 2016. s. 761. ISBN 1938168283 - Open Staxin kautta.
  5. ↑ Wells Hawks Skinner - Kirjallisuuden ja sävellyksen opintoja lukioille, normaaleille kouluille ja ... (1897) - Sivu 102 (Googlen e-kirjan linkki)
  6. ↑ 1 2 3 Popular Mechanics - tammikuu 1969 - Mort Schultzin "Kuinka armeija oppi näkemään pimeässä" Arkistoitu 4. toukokuuta 2021 Wayback Machinessa (Google-kirjojen linkki)
  7. ↑ Ivan K. Baldry, Karl Glazebrook, Carlton M. Baugh, et ai. 2dF-galaksin punasiirtymätutkimus: Kosmisen tähtien muodostumishistorian rajoitteet kosmisesta spektristä  //  The Astrophysical Journal . - 2002. - 20. huhtikuuta ( nide 569 , nro 2 ). - s. 582-594 .
  8. ↑ Schlyter, Paul Radiometria ja fotometria tähtitieteessä (1997–2009). Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 7. joulukuuta 2013.
  9. ↑ IEE Reviews, 1972, sivu 1183 Arkistoitu 5. maaliskuuta 2022 Wayback Machinessa
  10. ↑ 1 2 Muinainen tähti voi olla vanhin tunnetussa universumissa . Space.com (10. helmikuuta 2014). Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 28. elokuuta 2021.
  11. ↑ Rowell, Tony. Sierra Starlight: Tony Rowellin astrovalokuvaus . - Kunnon päivä, 2. huhtikuuta 2018. - ISBN 9781597143134 . Arkistoitu 23. maaliskuuta 2022 Wayback Machinessa
  12. ↑ 1 2 3 Ray, Sidney. Tieteellinen valokuvaus ja sovellettu kuvantaminen . — CRC Press, 23. lokakuuta 2015. — ISBN 9781136094385 . Arkistoitu 24. maaliskuuta 2022 Wayback Machinessa
  13. ↑ Ray, Sydney. Tieteellinen valokuvaus ja  sovellettu kuvantaminen ] . — CRC Press , 23.10.2015. — ISBN 9781136094385 . Arkistoitu 5. toukokuuta 2021 Wayback Machinessa
  14. ↑ Ray, Sydney. Tieteellinen valokuvaus ja  sovellettu kuvantaminen ] . - CRC Press, 23.10.2015. — ISBN 9781136094385 . Arkistoitu 5. toukokuuta 2021 Wayback Machinessa
  15. ↑ 1 2 Fosalba, Pablo; Lazarian, Alex ; Prunet, Simon; Tauber, Jan A. (2002). "Galaktisen tähtien valon polarisaation tilastolliset ominaisuudet". Astrophysical Journal . 564 (2): 762-772. arXiv : astro-ph/0105023 . Bibcode : 2002ApJ...564..762F . DOI : 10.1086/324297 .
  16. ↑ Serkowski, K.; Mathewson ja Ford (1975). "Tähtienvälisen polarisaation aallonpituusriippuvuus ja kokonaismäärän suhde valikoivaan sukupuuttoon". Astrophysical Journal . 196 : 261. Bibcode : 1975ApJ...196..261S . DOI : 10.1086/153410 .
  17. ↑ Kemp, JC; et ai. (1987). "Auringon optinen polarisaatio mitattuna herkkyydellä osia kymmenessä miljoonassa". luonto . 326 (6110): 270-273. Bibcode : 1987Natur.326..270K . DOI : 10.1038/326270a0 .
  18. ↑ Kemp, James C.; Wolstencroft (1972). Tähtienvälinen kiertopolarisaatio: Tiedot kuudelle tähdelle ja aallonpituuden riippuvuudesta. Astrophysical Journal . 176 : L115. Bibcode : 1972ApJ...176L.115K . DOI : 10.1086/181036 .
  19. ↑ 1 2 Martin (1972). "Tähtien välinen ympyräpolarisaatio". 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). "Tähtienvälisen ympyräpolarisaation löytö Rapu-sumun suunnassa". MNRAS . 159 (2): 191-201. Bibcode : 1972MNRAS.159..191M . DOI : 10.1093/mnras/159.2.191 .
  21. ↑ Bastein, Pierre; Robert ja Nadeau (1989). "Pyöreä polarisaatio T Tauri -tähdissä. II – Uusia havaintoja ja todisteita moninkertaisesta sironnasta”. Astrophysical Journal . 339 : 1089. Bibcode : 1989ApJ...339.1089B . DOI : 10.1086/167363 .
  22. ↑ Serkowski, K. (1973). "NML Cygnin ja VY Canis Majorisin infrapunakiertopolarisaatio". Astrophysical Journal . 179 : L101. Bibcode : 1973ApJ...179L.101S . DOI : 10.1086/181126 .
  23. ↑ Chrysostomou, Antonio; et ai. (2000). "Nuorten tähtiobjektien polarimetria - III. OMC-1:n ympyräpolarimetria”. 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). "Yötaivaan säteilyn kiertopolarisaatio". Astrophysical Journal . 177 : L137. Bibcode : 1972ApJ...177L.137W . DOI : 10.1086/181068 .