แสงดาวคือแสง ที่ปล่อยออก มาจากดาวฤกษ์^{[ 1 ]}โดยทั่วไปหมายถึงรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่มองเห็นได้ จากดาวฤกษ์ดวงอื่นที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ซึ่งสามารถสังเกตได้จากโลกในเวลากลางคืนแม้ว่าแสงดาวบางส่วนจะสามารถสังเกตได้จากโลกในเวลากลางวันก็ตาม

แสงแดด (Sunlight)คือคำที่ใช้เรียกแสงดาวจากดวงอาทิตย์ที่สังเกตได้ในเวลากลางวัน ส่วนในเวลากลางคืนค่าอัลเบโด (Albedo)จะใช้อธิบายแสงสะท้อนจากดวงอาทิตย์ไปยังวัตถุ อื่นๆ ในระบบสุริยะ รวมถึง แสงจันทร์ แสงจาก ดาวเคราะห์และแสงจากจักรราศี

การสังเกตและการวัดแสงดาวผ่านกล้องโทรทรรศน์เป็นพื้นฐานสำหรับสาขาดาราศาสตร์ หลายสาขา [ ^{2 ]}รวมถึงการวัดแสงและ การ วิเคราะห์สเปกตรัมของดาว^{[ 3 ]}ฮิปปาร์คัสไม่มีกล้องโทรทรรศน์หรือเครื่องมือใด ๆ ที่สามารถวัดความสว่างปรากฏได้อย่างแม่นยำ ดังนั้นเขาจึงประเมินด้วยสายตาของเขาเอง เขาจัดเรียงดาวออกเป็นหกประเภทความสว่าง ซึ่งเขาเรียกว่าขนาด^{[ 4 ] เขา}เรียกดาวที่สว่างที่สุดในแคตตาล็อกของเขาว่าดาวขนาดที่หนึ่ง และดาวที่ริบหรี่จนเขาแทบมองไม่เห็นว่าดาวขนาดที่หก

แสงดาวเป็นส่วนสำคัญของประสบการณ์ส่วนบุคคลและวัฒนธรรม ของมนุษย์ ซึ่งส่งผลกระทบ ^ต่อกิจกรรมที่หลากหลาย รวมถึงบทกวี [ ^{5 ]}ดาราศาสตร์^{[ 2 ]}และกลยุทธ์ทางทหาร^{[ 6 ]}

กองทัพสหรัฐฯใช้เงินหลายล้านดอลลาร์ในช่วงทศวรรษ 1950 เป็นต้นมาเพื่อพัฒนากล้องส่องทางไกลแบบใช้แสงดาวซึ่งสามารถขยายแสงดาว แสงจันทร์ที่กรองผ่านเมฆ และการเรืองแสงของพืช ที่เน่าเปื่อยได้ ประมาณ 50,000 เท่า เพื่อให้คนสามารถมองเห็นในเวลากลางคืนได้^{[ 6 ]}ซึ่งแตกต่างจากระบบอินฟราเรดแบบแอคทีฟที่พัฒนาขึ้นก่อนหน้านี้ เช่น กล้องส่องทางไกลสำหรับพล ซุ่มยิง กล้องส่องทางไกล แบบใช้แสงดาว เป็นอุปกรณ์แบบพาสซีฟและไม่ต้องการการปล่อยแสงเพิ่มเติมเพื่อการมองเห็น^{[ 6 ]}

สีเฉลี่ยของแสงดาวในเอกภพที่สังเกตได้นั้นเป็นสีขาวอมเหลือง ซึ่งได้รับชื่อว่า"คอสมิก ลาเต้ "

การวิเคราะห์สเปกตรัมของแสงดาว ซึ่งเป็นการตรวจสอบสเปกตรัมของดาวฤกษ์ ได้รับการบุกเบิกโดยโจเซฟ ฟราวน์โฮเฟอร์ในปี พ.ศ. 2357 ^{[ 3 ]}แสงดาวสามารถเข้าใจได้ว่าประกอบด้วยสเปกตรัมหลัก 3 ประเภท ได้แก่สเปกตรัมต่อเนื่องสเปกตรัมการ ปล่อย และสเปกตรัมการดูดกลืน^{[ 1 ]}

ความสว่างของแสงดาวสอดคล้องกับความสว่างขั้นต่ำที่ดวงตามนุษย์มองเห็นได้ (~0.1 มิลลิลักซ์ ) ในขณะที่แสงจันทร์สอดคล้องกับความสว่างขั้นต่ำที่ดวงตามนุษย์มองเห็นสีได้ (~50 มิลลิลักซ์) ^{[ 7 ] [ 8 ]}

หนึ่งในดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่เคยมีการระบุ - เก่าแก่ที่สุดแต่ไม่ใช่ไกลที่สุดในกรณีนี้ - ได้รับการระบุในปี 2014: แม้ว่าจะอยู่ห่างออกไป "เพียง" 6,000 ปีแสง แต่ดาวฤกษ์SMSS J031300.36−670839.3ถูกกำหนดให้มีอายุ 13.8 พันล้านปี หรือมีอายุใกล้เคียง กับอายุ ของจักรวาล^{[ 9 ]}แสงดาวที่ส่องมายังโลกนั้นรวมถึงดาวฤกษ์ดวงนี้ด้วย^{[ 9 ]}

การถ่ายภาพกลางคืนรวมถึงการถ่ายภาพวัตถุที่ได้รับแสงจากแสงดาวเป็นหลัก^{[ 10 ]}การถ่ายภาพท้องฟ้ายามค่ำคืนโดยตรงก็เป็นส่วนหนึ่งของการถ่ายภาพดาราศาสตร์เช่น กัน ^{[ 11 ]}เช่นเดียวกับการถ่ายภาพประเภทอื่น การถ่ายภาพกลางคืนสามารถใช้เพื่อการศึกษาทางวิทยาศาสตร์และ/หรือเพื่อความบันเทิง^{[ 12 ] [ 13 ]} วัตถุที่ ถ่ายภาพได้แก่สัตว์กลางคืน^{[ 11 ]}ในหลายกรณี การถ่ายภาพแสงดาวอาจทับซ้อนกับความต้องการที่จะเข้าใจผลกระทบของแสงจันทร์ด้วย^{[ 11 ]}

มีการสังเกตพบว่าความเข้มของแสงดาวเป็นฟังก์ชันของค่าโพลาไรเซชันของแสงดาวนั้น

แสงดาวกลายเป็น แสงโพลาไร ซ์เชิงเส้น บางส่วน เนื่องจากการกระเจิงจาก อนุภาค ฝุ่นระหว่างดาว ที่มีรูปร่างยาว ซึ่งแกนยาวของอนุภาคเหล่านี้มักจะตั้งฉากกับสนามแม่เหล็ก ของกาแล็กซี ตามกลไกของเดวิส-กรีนสไตน์อนุภาคเหล่านี้จะหมุนอย่างรวดเร็วโดยมีแกนการหมุนอยู่ตามแนวสนามแม่เหล็ก แสงโพลาไรซ์ตามทิศทางของสนามแม่เหล็ก ที่ตั้ง ฉากกับแนวสายตาจะถูกส่งผ่าน ในขณะที่แสงโพลาไรซ์ในระนาบที่กำหนดโดยอนุภาคที่กำลังหมุนจะถูกปิดกั้น ดังนั้นทิศทางของโพลาไรซ์จึงสามารถใช้ในการสร้างแผนที่สนามแม่เหล็กของกาแล็กซีได้ ระดับของโพลาไรซ์อยู่ที่ประมาณ 1.5% สำหรับดาวฤกษ์ที่ระยะห่าง 1,000 พาร์เซก^{[ 14 ]}

โดยปกติแล้ว จะพบเศษส่วนของ การโพลาไรเซชันแบบวงกลมที่เล็กกว่ามากในแสงดาว Serkowski, Mathewson และ Ford ^{[ 15 ]}วัดการโพลาไรเซชันของดาว 180 ดวงในตัวกรอง UBVR พวกเขาพบเศษส่วนการโพลาไรเซชันแบบวงกลมสูงสุดที่ในตัวกรอง R ${\displaystyle q=6\times 10^{-4}}$

คำอธิบายคือว่าตัวกลางระหว่างดาวนั้นโปร่งแสง แสงดาวที่เดินทางผ่านคอลัมน์กิโลพาร์เซกจะเกิดการดูดกลืนแสงประมาณหนึ่งแมกนิจูด ดังนั้นความหนาแน่นเชิงแสงจึงอยู่ที่ประมาณ 1 ความหนาแน่นเชิงแสงที่ 1 สอดคล้องกับระยะทางเฉลี่ยที่โฟตอนเดินทางก่อนที่จะกระเจิงจากอนุภาคฝุ่น ดังนั้นโดยเฉลี่ยแล้ว โฟตอนของแสงดาวจะกระเจิงจากอนุภาคระหว่างดาวเพียงอนุภาคเดียว การกระเจิงหลายครั้ง (ซึ่งทำให้เกิดโพลาไรเซชันแบบวงกลม) มีโอกาสน้อยกว่ามาก จากการสังเกต^{[ 14 ]}เศษส่วนโพลาไรเซชันเชิงเส้น p อยู่ที่ประมาณ 0.015 จากการกระเจิงครั้งเดียว โพลาไรเซชันแบบวงกลมจากการกระเจิงหลายครั้งจะเป็นดังนั้นเราจึงคาดหวังเศษส่วนโพลาไรเซชันแบบวงกลมของ ${\displaystyle p^{2}}$${\displaystyle q\sim 2\times 10^{-4}}$

แสงจากดาวประเภทต้นๆ มีการโพลาไรเซชันภายในน้อยมาก Kemp et al. ^{[ 16 ]}วัดการโพลาไรเซชันทางแสงของดวงอาทิตย์ที่ความไว; พวกเขาพบขีดจำกัดบนของสำหรับทั้ง(เศษส่วนของการโพลาไรเซชันเชิงเส้น) และ(เศษส่วนของการโพลาไรเซชันแบบวงกลม) ${\displaystyle 3\times 10^{-7}}$${\displaystyle 10^{-6}}$${\displaystyle p}$${\displaystyle q}$

ตัวกลางระหว่างดาวสามารถสร้างแสงโพลาไรซ์แบบวงกลม (CP) จากแสงที่ไม่โพลาไรซ์ได้โดยการกระเจิงตามลำดับจากอนุภาคระหว่างดาวที่มีรูปร่างยาวเรียงตัวในทิศทางต่างๆ ความเป็นไปได้ประการหนึ่งคือการเรียงตัวของอนุภาคที่บิดเบี้ยวไปตามแนวสายตาเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงของสนามแม่เหล็กกาแล็กซี อีกประการหนึ่งคือแนวสายตาผ่านเมฆหลายก้อน สำหรับกลไกเหล่านี้ สัดส่วน CP สูงสุดที่คาดหวังคือโดยที่คือสัดส่วนของแสงโพลาไรซ์เชิงเส้น (LP) Kemp & Wolstencroft ^{[ 17 ]}พบ CP ในดาวประเภทต้นๆ หกดวง (ไม่มีโพลาไรซ์ภายใน) ซึ่งพวกเขาสามารถระบุสาเหตุได้จากกลไกแรกที่กล่าวถึงข้างต้น ในทุกกรณี อยู่ในแสงสีน้ำเงิน ${\displaystyle q\sim p^{2}}$${\displaystyle p}$${\displaystyle q\sim 10^{-4}}$

มาร์ติน^{[ 18 ]}แสดงให้เห็นว่าสื่อระหว่างดาวสามารถแปลงแสง LP เป็น CP ได้โดยการกระเจิงจากอนุภาคระหว่างดาวที่เรียงตัวกันบางส่วนซึ่งมีดัชนีหักเหที่ซับซ้อน ผลกระทบนี้ได้รับการสังเกตสำหรับแสงจากเนบิวลาปูโดยมาร์ติน อิลลิง และแองเจิล^{[ 19 ]}

สภาพแวดล้อมรอบดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นทางแสงสูงสามารถสร้าง CP ที่มีขนาดใหญ่กว่าตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ได้มาก Martin ^{[ 18 ]}แนะนำว่าแสง LP สามารถกลายเป็น CP ใกล้ดาวฤกษ์ได้โดยการกระเจิงหลายครั้งในเมฆฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นทางแสงสูงและไม่สมมาตร กลไกนี้ถูกนำมาใช้โดย Bastien, Robert และ Nadeau ^{[ 20 ]}เพื่ออธิบาย CP ที่วัดได้ในดาวฤกษ์ T-Tauri 6 ดวงที่ความยาวคลื่น 768 นาโนเมตร พวกเขาพบ CP สูงสุดที่Serkowski ^{[ 21 ]}วัด CP ของดาวยักษ์แดงNML Cygniและในดาวแปรแสงคาบยาว M VY Canis Majorisในแถบ H โดยระบุว่า CP เกิดจากการกระเจิงหลายครั้งในซองรอบดาวฤกษ์ Chrysostomou et al. ^{[ 22 ]}พบ CP ที่มี q สูงถึง 0.17 ใน บริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์ Orion OMC-1 และอธิบายโดยการสะท้อนแสงดาวจากเม็ดฝุ่นแบนที่เรียงตัวกันในเนบิวลาฝุ่น ${\displaystyle q\sim 7\times 10^{-4}}$${\displaystyle q=7\times 10^{-3}}$${\displaystyle q=2\times 10^{-3}}$

การโพลาไรซ์แบบวงกลมของแสงจักรราศีและ แสงกาแล็กซีแบบกระจาย ของทางช้างเผือกได้รับการวัดที่ความยาวคลื่น 550 นาโนเมตรโดย Wolstencroft และ Kemp ^{[ 23 ]}พวกเขาพบค่าซึ่งสูงกว่าสำหรับดาวฤกษ์ทั่วไป สันนิษฐานว่าเป็นเพราะการกระเจิงหลายครั้งจากอนุภาคฝุ่น ${\displaystyle q\sim 5\times 10^{-3}}$

• รายชื่อดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด
• ปรากฏการณ์เพอร์คินเจ
• แสงแดด
• แสงจันทร์