スターライト

星の光は星から放射される光です。^[1]星の光は、通常、太陽以外の星からの可視電磁放射を指し、夜間に地球から観測できますが、星の光の一部は昼間にも地球から観測できます。

日光とは、日中に観測される太陽の星の光を指す用語です。夜間、アルベドは月光、惑星の光、黄道光など、太陽系の他の天体による太陽光の反射を表します。

望遠鏡による星の光の観測と測定は、測光法や恒星の分光法など、多くの天文学の分野の基礎となっています。 [ ^{2 ]}ヒッパルコスには望遠鏡や見かけの明るさを正確に測定できる機器がなかったため、単に目で推定しただけでした。彼は星を6つの明るさのカテゴリーに分類し、これを等級と呼びました。^[4]彼はカタログの中で最も明るい星を1等星、ほとんど見えないほど暗い星を6等星と呼びました。

星の光は個人の経験や人間の文化においても重要な部分を占めており、詩^[5]、天文学^[2]、軍事戦略^[6]など、さまざまな分野に影響を与えています。

アメリカ陸軍は1950年代以降、数百万ドルを費やしてスターライトスコープを開発しました。これは、星の光、雲に遮られた月の光、腐った植物の蛍光を約5万倍に増幅し、夜間の視界を確保できるものでした。^[6]スナイパースコープなどの以前に開発された能動型赤外線システムとは対照的に、これは受動的な装置であり、視界を確保するために追加の光の放射を必要としませんでした。^[6]

観測可能な宇宙の星の光の平均的な色は、黄色がかった白色で、コズミック・ラテという名前が付けられています。

恒星のスペクトルを調べる星光分光法は、1814年にジョセフ・フラウンホーファーによって開拓されました。 ^{[3]星の光は、}連続スペクトル、発光スペクトル、吸収スペクトルの3つの主要なスペクトルタイプで構成されていると考えられます。^[1]

星明かりの照度は人間の目の最小照度（約0.1 mlx）と一致し、月明かりは人間の目の色覚最小照度（約50 mlx）と一致します。  ^{[7]  [8]}

これまでに特定された中で最も古い星の1つ（この場合、最も古いが、最も遠い星ではない）は2014年に特定されました。「わずか」6,000光年離れているにもかかわらず、星SMSS J031300.36−670839.3は138億歳と判定されました。これは、宇宙自体とほぼ同じ年齢です。 ^[9]地球を照らす星の光には、この星も含まれています。^[9]

夜間撮影には、主に星明かりで照らされた被写体を撮影することが含まれます。^[10]夜空を直接撮影することも天体写真の一部です。^[11]他の写真撮影と同様に、科学や娯楽の追求に使用できます。^{[12] [13]}被写体には夜行性の動物が含まれます。^{[11]多くの場合、星明かりの写真撮影は、}月明かりの影響を理解する必要性と重なることもあります。^[11]

星の光の強度はその偏光の関数であることが観測されています。

星の光は、長軸が銀河の磁場に垂直に向いている細長い星間塵粒子からの散乱によって部分的に直線偏光する。デイビス・グリーンスタイン機構によれば、粒子は磁場に沿う回転軸で高速回転する。視線に垂直な磁場の方向に沿って偏光した光は透過し、回転する粒子によって定義される平面内で偏光した光は遮断される。したがって、偏光方向を使用して銀河の磁場をマッピングすることができる。1,000パーセクの距離にある星の偏光度は1.5%程度である。^[14]

通常、星の光にははるかに小さな円偏光の割合が見られます。Serkowski、Mathewson、Ford ^[15]は、UBVRフィルターで180個の星の偏光を測定しました。彼らは、Rフィルターで 最大の円偏光の割合が であることを発見しました。${\displaystyle q=6\times 10^{-4}}$

その説明は、星間物質が光学的に薄いというものです。1キロパーセクの柱を通過する星の光は、約 の大きさの減光を受けるため、光学的厚さは ~ 1 です。光学的厚さ 1 は平均自由行程に対応し、これは、光子が塵粒子から散乱する前に平均して移動する距離です。したがって、平均して、星の光の光子は単一の星間粒子から散乱され、多重散乱 (円偏光を生成) が発生する可能性ははるかに低くなります。観測的には、^[14]単一の散乱からの直線偏光率 p ~ 0.015、多重散乱からの円偏光は となるため、円偏光率は になると予想されます。 ${\displaystyle p^{2}}$${\displaystyle q\sim 2\times 10^{-4}}$

初期型の星からの光は、固有の偏光がほとんどありません。ケンプら^[16]は、太陽の光の偏光を の感度で測定し、 （直線偏光の割合）と（円偏光の割合）の両方についての上限を発見しました。 ${\displaystyle 3\times 10^{-7}}$${\displaystyle 10^{-6}}$${\displaystyle p}$${\displaystyle q}$

星間物質は、異なる方向に整列した細長い星間粒子からの連続的な散乱によって、非偏光から円偏光 (CP) 光を生成することができます。1 つの可能性は、銀河の磁場の変化により視線に沿って粒子がねじれた配列になることです。もう 1 つの可能性は、視線が複数の雲を通過することです。これらのメカニズムでは、予想される最大の CP 割合はで、 は直線偏光 (LP) 光の割合です。Kemp と Wolstencroft ^{[17] は、} 6 つの初期型星 (固有偏光なし) で CP を発見し、これを上記の最初のメカニズムに起因するものとしました。すべての場合において、青色光でした。 ${\displaystyle q\sim p^{2}}$${\displaystyle p}$${\displaystyle q\sim 10^{-4}}$

マーティン^[18]は、星間物質が複素屈折率を持つ部分的に整列した星間粒子からの散乱によってLP光をCP光に変換できることを示した。この効果はマーティン、イリング、エンジェルによってかに星雲からの光で観測された。^[19]

光学的に厚い星周環境では、星間物質よりもはるかに大きな CP が生成される可能性がある。Martin ^[18]は、LP 光は、光学的に厚い非対称の星周ダストクラウド内での多重散乱によって、星の近くで CP になる可能性があると示唆した。このメカニズムは、Bastien、Robert、Nadeau ^[20]によって、波長 768 nm で 6 つの T-Tauri 星で測定された CP を説明するために引用された。彼らは、最大 CP を発見した。Serkowski ^{[21] は}、赤色超巨星NML Cygniと長周期変光星 M 型星 VY Canis Majorisの H バンドでCP を測定し、CP を星周エンベロープでの多重散乱 に帰した。^[22]はオリオンOMC-1星形成領域でqが最大0.17のCPを発見し、塵の星雲内の整列した扁平粒子からの星の光の反射によってそれを説明した。 ${\displaystyle q\sim 7\times 10^{-4}}$${\displaystyle q=7\times 10^{-3}}$${\displaystyle q=2\times 10^{-3}}$

ウォルステンクロフトとケンプは、波長550 nmで黄道光と天の川銀河の拡散光の円偏光を測定した。 ^[23]彼らは、塵粒子による多重散乱のためと思われる、通常の恒星より​​も高い 値を発見した。${\displaystyle q\sim 5\times 10^{-3}}$

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