恒星光のソースを表示

[[ファイル:Perseid Meteor.jpg|thumb|天の川と流星が横切る星空]]
'''恒星光'''{{R|gakujutsu}}（こうせいこう、{{lang-en-short|starlight}}）とは、[[恒星]]が放出する[[光]]のことである。通常、夜間に[[地球]]から見える、[[太陽]]以外の恒星からの[[可視光]]領域の[[電磁波]]を指す。

== 観測 ==
[[望遠鏡]]による恒星光の観察や測定は、[[測光 (天文)|測光学]]や[[天体分光学]]を含む{{R|Hearnshaw1990}}全ての[[天文学]]の基礎となる<ref name=mac>{{cite book |url=https://archive.org/details/cu31924031323656 |quote=Starlight astronomy. |first=Hector |last=Macpherson |title=The romance of modern astronomy |publisher=J.B. Lippincott |date=1911 |page=[https://archive.org/details/cu31924031323656/page/n230 191]}}</ref>。[[望遠鏡]]や光度を正確に測定する観測機器が発明される以前、紀元前2世紀のギリシャの天文学者[[ヒッパルコス]]は、自身の目で恒星の明るさを見積もった。彼は、最も明るい恒星を1等星、次に明るいものを2等星、として{{R|Fraknoi2016}}、肉眼でかろうじて見える恒星を6等星とした。

[[スペクトル分類|恒星スペクトル]]を調べる天体分光学は、1814年に[[ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー]]によって開発された{{R|Hearnshaw1990}}。恒星光のスペクトルは、大別すると、[[連続スペクトル]]、[[スペクトル#分光スペクトル|輝線スペクトル]]、[[吸収スペクトル]]の3種類のスペクトルで構成されている{{R|Robinson2009}}。[[観測可能な宇宙]]における恒星光の平均的な色は、わずかにベージュがかった白色で、「[[コズミックラテ]]」と名付けられた{{R|APOD20201227}}。

2014年、これまで確認された中で最も古い恒星（最も古いが最も遠い恒星ではない）の1つが確認された。[[太陽系]]から6,000光年の距離にある[[SMSS J031300.36-670839.3]]という星は、138億年前に誕生したとされ、これは[[宇宙の年齢]]とほぼ同じ年齢である<ref name="space.com">{{cite web|url=https://www.space.com/24625-oldest-star-universe-discovery.html|title=Ancient Star May Be Oldest in Known Universe |accessdate=2021-09-23}}</ref>。地球を照らす恒星光には、この星からの光も含まれていることになる<ref name="space.com"/>。

恒星光は、個人の経験や人類の文化においても重要な役割を果たしており、詩<ref name="skinner">[https://archive.org/details/studiesinlitera00skingoog/page/n139 <!-- pg=102 quote=Starlight composition. --> Wells Hawks Skinner – ''Studies in literature and composition for high schools, normal schools, and ...'' (1897) – Page 102] (Google eBook link)</ref>、天文学<ref name="mac" />、軍事戦略<ref name="mort">[https://books.google.com/books?id=HNgDAAAAMBAJ&pg=PA79&dq=Starlight+army Popular Mechanics – Jan 1969 – "How the Army Learned to See in the Dark" by Mort Schultz] (Google Books link)</ref>など、様々な分野に影響を与えている。[[アメリカ陸軍]]は1950年代以降、恒星光や雲に遮られた月光、腐った植物の[[蛍光]]などを約5万倍に増幅して夜間でも人が見ることができるようにする[[暗視装置]] ({{lang-en-short|starlight scope}}) を開発した<ref name=mort/>。それまでに開発されていたスナイパースコープなどの能動型[[赤外線]]システムとは対照的に、視認するために光を発することを必要としない受動型のものであった<ref name=mort/>。

== 撮影 ==
[[夜間撮影]]には、[[夜行性]]動物を含め<ref name="books.google.com"/>、主に恒星光に照らされる物体の撮影も含まれる<ref>{{cite book|url=https://books.google.com/books?id=Z7QNrgEACAAJ&dq=starlight+photography |title=Sierra Starlight: The Astrophotography of Tony Rowell|first=Tony|last=Rowell|date=2 April 2018|publisher=Heyday|isbn=9781597143134|via=Google Books}}</ref>。夜空を直接撮影することは、[[天体写真]]の一つである<ref name="books.google.com">{{cite book|url=https://books.google.com/books?id=h6zMCgAAQBAJ&pg=PA26 |title=Scientific Photography and Applied Imaging|first=Sidney|last=Ray|date=23 October 2015|publisher=CRC Press|isbn=9781136094385|via=Google Books}}</ref>。他の撮影と同様、これは科学のためや楽しみのために行われる<ref>{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=h6zMCgAAQBAJ&pg=PA26&dq=starlight+photography |title=Scientific Photography and Applied Imaging|last=Ray|first=Sidney|date=2015-10-23|publisher=[[CRC Press]]|isbn=9781136094385|language=en}}</ref><ref>{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=h6zMCgAAQBAJ&pg=PA26&dq=starlight+photography |title=Scientific Photography and Applied Imaging|last=Ray|first=Sidney|date=2015-10-23|publisher=CRC Press|isbn=9781136094385|language=en}}</ref>。多くの場合、恒星光の撮影には、月の光の影響を考慮する必要がある<ref name="books.google.com"/>。

== 偏光 ==
恒星光の強度は、その[[偏光]]の関数として観測されている。

恒星光が、長軸が銀河磁場に対して垂直となる傾向のある細長い[[星間塵|星間ダスト]]の粒子からの散乱によって、部分的に[[直線偏光]]となる。[[デイヴィス＝グリーンシュタイン機構]]によると、星間ダストは星間磁場に沿った回転軸をもって高速回転している。視線に垂直な磁場の方向に偏光した光は透過し、回転している粒子で定義される平面に偏光した光は遮断される。したがって、偏光の向きを利用することで銀河磁場をマッピングすることができる。1,000 [[パーセク]]の距離にある星では、偏光度は1.5パーセント程度である{{R|FosalbaLazarian2002}}。

通常、恒星光の中には、ずっと小さな[[円偏光]]の成分も見られる。1975年、Serkowski、Mathewson、Fordは、UBVRフィルタを通して180個の恒星の偏光を測定し、Rフィルターで最大<math>q = 6 \times 10^{-4}</math>の円偏光を発見した{{R|SerkowskiMathewson1975}}。

これは、[[星間物質]]が光学的に薄いためである。恒星光は、星間空間を1000パーセク通過する間に約1等級減光するため、その[[光学的深さ]]は約1となる。光学的深さ1は[[平均自由行程]]、すなわち光子1つが塵の粒子に散乱される前に進む平均距離に対応している。つまり平均的には、恒星光の光子は平均して1つの星間ダストから散乱されるのであり、円偏光を生じさせる多重散乱の可能性は極めて低い。観測的には、単一の散乱による直線偏光の割合<math>p</math>は0.015{{R|FosalbaLazarian2002}}、多重散乱による円偏光は<math>p^{2}</math>となるため、その割合は<math>q \sim 2 \times 10^{-4}</math>となる。

早期型星からの光は、内在的な偏光が非常にすくない。Kempらは<ref>{{cite journal| last=Kemp| year= 1987| journal= Nature| volume= 326| pages= 270–273 | doi = 10.1038/326270a0| title=The optical polarization of the Sun measured at a sensitivity of parts in ten million| first1=J. C.|bibcode = 1987Natur.326..270K| issue=6110|display-authors=etal}}</ref>、最小感度<math>{\displaystyle 3\times 10^{-7}}</math>で太陽の偏光を測定し、<math>{\displaystyle p}</math>（直線偏光の画分）と<math>{\displaystyle q}</math>（円偏光の画分）の両方に対し、上限が<math>{\displaystyle 10^{-6}}</math>であることを見出した。

星間物質は、異なる方向に配列する細長い星間粒子による連続した散乱により、無偏光の光に円偏光を与えることができる。1つの可能性は、銀河の磁場の変化のため、視線に沿った方向に並んだ捻じれた粒子であり、もう1つの可能性は、視線方向の複数の分子雲を通過することである。これらのメカニズムでは、円偏光の画分の最大値は、<math>{\displaystyle p}</math>を直線偏向の画分として、<math>{\displaystyle q\sim p^{2}}</math>となる。Kemp & Wolstencroftは<ref>{{cite journal| last=Kemp|author2=Wolstencroft| year=1972| journal= Astrophysical Journal| volume= 176| pages= L115 | doi = 10.1086/181036| title=Interstellar Circular Polarization: Data for Six Stars and the Wavelength Dependence| first1=James C.| bibcode=1972ApJ...176L.115K}}</ref>、内部偏光のない6つの早期型星の円偏光を発見し、これが1つ目のメカニズムに起因しうることを発見した。全ての場合において、青色光で、<math>{\displaystyle q\sim 10^{-4}}</math>である。

Martinは<ref name="martin72">{{cite journal| last=Martin| year=1972| journal= MNRAS| volume= 159| issue=2| pages= 179–190|bibcode = 1972MNRAS.159..179M| title=Interstellar circular polarization| doi=10.1093/mnras/159.2.179| doi-access=free}}</ref>、複雑な[[屈折率]]を持ち部分的に並んだ星間物質の粒子は、直線偏光の光を円偏光の光に変えることができることを示した。この効果は、Martin、Illing、Angelにより、[[かに星雲]]で観察された<ref>{{cite journal| year=1972| last=Martin |first=P.G. |journal= MNRAS| volume= 159| issue=2 | pages=191–201|bibcode = 1972MNRAS.159..191M| title=Discovery of interstellar circular polarization in the direction of the Crab nebula |last2=Illing |first2=R. |last3=Angel |first3=J. R. P. | doi=10.1093/mnras/159.2.191|doi-access=free }}</ref>。

光学的に厚い星周環境は、星間物質によるものより、大きな円偏光を産み出すことができる可能性がある。Martinは<ref name="martin72" />、恒星の近くでは、光学的に厚い非対称の[[星周円盤]]で複数回散乱されることにより、直線偏光の光が円偏光の光に変わることがありうることを示した。このメカニズムは、Bastien、Robert、Nadeauが<ref>{{cite journal| last=Bastein|author2=Robert and Nadeau| year=1989| journal= Astrophysical Journal| volume=339| pages=1089| doi=10.1086/167363| title=Circular polarization in T Tauri stars. II - New observations and evidence for multiple scattering| first1=Pierre| bibcode=1989ApJ...339.1089B}}</ref>、波長768 nmの6つの[[おうし座T型星]]で円偏光が計測されたことを説明するために考え出した。彼らは、最大の円偏光が<math>{\displaystyle q\sim 7\times 10^{-4}}</math>であることを見出した。Serkowskiは<ref>{{cite journal| last=Serkowski| year=1973| journal= Astrophysical Journal| volume= 179| pages= L101 | doi = 10.1086/181126| title=Infrared Circular Polarization of NML Cygni and VY Canis Majoris| first1=K.| bibcode=1973ApJ...179L.101S}}</ref>、H帯で、[[赤色超巨星]]である[[はくちょう座V1489星]]の円偏光を<math>{\displaystyle q=7\times 10^{-3}}</math>、[[長周期変光星]]である[[おおいぬ座VY星]]の円偏光を<math>{\displaystyle q=2\times 10^{-3}}</math>と測定し、円偏光の原因は、星周エンベロープで複数回の散乱が起こるためとした。Chrysostomouらは<ref>{{cite journal| last=Chrysostomou| year= 2000| journal= MNRAS| volume= 312| issue= 1| pages= 103–115 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.03126.x| title=Polarimetry of young stellar objects - III. Circular polarimetry of OMC-1| first1=Antonio|bibcode = 2000MNRAS.312..103C |display-authors=etal| citeseerx=10.1.1.46.3044}}</ref>、[[オリオン座分子雲]]OMC-1の[[星形成]]領域で、円偏光のqが最大0.17になることを発見し、塵の多い分子雲内で、整列した偏球型の粒子に恒星光が反射されるためであると説明した。

黄道光や[[天の川]]の光の円偏光は、Wolstencroft and Kempにより、550 nmの波長で測定された<ref>{{cite journal| last=Wolstencroft|author2=Kemp| year=1972| journal= Astrophysical Journal| volume= 177| pages= L137 | doi = 10.1086/181068| title=Circular Polarization of the Nightsky Radiation| first1=Ramon D.| bibcode=1972ApJ...177L.137W}}</ref>。彼らはその値が<math>{\displaystyle q\sim 5\times 10^{-3}}</math>であることを発見した。この値は、恐らく塵の粒子による複数回の散乱のため、通常の恒星よりも大きかった。

== 出典 ==
{{Reflist|2|refs=
<ref name="gakujutsu">{{cite book|和書
  |title=文部省 学術用語集 天文学編（増訂版）
  |edition=第1刷|date=1994-11-15|pages=66、285頁
  |publisher=[[文部省]]、[[日本天文学会]]|isbn=4-8181-9404-2}}</ref>

<ref name="Hearnshaw1990">{{cite book
  |author=J. B. Hearnshaw
  |title=The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy
  |url=https://books.google.com/books?id=iCs4AAAAIAAJ&pg=PA51|year=1990
  |publisher=CUP Archive|isbn=978-0-521-39916-6|page=51}}</ref>

<ref name="Robinson2009">{{cite book
  |last=Robinson |first=Keith
  |title=Starlight: An Introduction to Stellar Physics for Amateurs
  |url=https://books.google.com/books?id=wkIOzagyQmAC&pg=PA38
  |year=2009 |publisher=Springer Science & Business Media |isbn=978-1-4419-0708-0 |pages=38-40 }}</ref>

<ref name="Fraknoi2016">{{cite book
  | last=Fraknoi | first=Andrew
  | title=Astronomy | publisher=OpenStax College, Rice University,Open Textbook Library
  | publication-place=Houston, Texas Minneapolis | year=2016 | isbn=1-938168-28-3 | oclc=961476196 | page=46}}</ref>

<ref name="APOD20201227">{{cite APOD|date=2020-12-27|title=Cosmic Latte: The Average Color of the Universe|accessdate=2021-09-23}}</ref>

<ref name="FosalbaLazarian2002">{{cite journal
  | last=Fosalba | first=Pablo | last2=Lazarian | first2=Alex | last3=Prunet | first3=Simon | last4=Tauber | first4=Jan A.
  | title=Statistical Properties of Galactic Starlight Polarization
  | journal=[[アストロフィジカルジャーナル|The Astrophysical Journal]]
  | publisher=American Astronomical Society | volume=564 | issue=2 | date=2002-01-10 | issn=0004-637X
  | doi=10.1086/324297 | bibcode=2002ApJ...564..762F|arxiv = astro-ph/0105023| pages=762–772}}</ref>

<ref name="SerkowskiMathewson1975">{{cite journal
  | last=Serkowski | first=K. | last2=Mathewson | first2=D. L. | last3=Ford | first3=V. L.
  | title=Wavelength dependence of interstellar polarization and ratio of total to selective extinction
  | journal=[[アストロフィジカルジャーナル|The Astrophysical Journal]]
  | publisher=American Astronomical Society | volume=196 | year=1975 | issn=0004-637X | page=261
  | doi=10.1086/153410|bibcode=1975ApJ...196..261S}}</ref>
}}

== 関連項目 ==
*[[明るい恒星の一覧]]
*[[プルキニェ現象]]
*[[太陽光]]
*[[月の光]]

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