Przejdź do miejsca publicznego, w którym gromadzą się ludzie, takiego jak chodnik w godzinach szczytu w centrum miasta lub weekendowe centrum handlowe, a szybko zauważysz, że każda osoba jest osobą o różnorodnych cechach, na przykład na podstawie jej wzrostu, masy i wyglądu. Każdy z nich różni się rozmiarem, kształtem, wiekiem i kolorem. Jest jeszcze jedna cecha, która jest natychmiast zauważalna na pierwszy rzut oka - każda gwiazda ma niepowtarzalny blask.
Już w 120 rpne greccy astronomowie uszeregowali gwiazdy w kategorie według ich świetności - pierwszym, który to zrobił, był Hipparch. Chociaż niewiele wiemy o jego życiu, jest on jednak uważany za jednego z najbardziej wpływowych astronomów starożytności. Ponad dwa tysiące lat temu obliczył długość roku z dokładnością do 6,5 minuty. Odkrył precesję równonocy, przewidział miejsce i czas zaćmienia Księżyca i Słońca oraz dokładnie zmierzył odległość od Ziemi do Księżyca. Hipparch był także ojcem trygonometrii, a jego katalog zawierał 850–1100 gwiazd, z których każda była oznaczona pozycją i uszeregowana według jasności w skali od jednego do sześciu. Najbardziej oślepiające gwiazdy zostały opisane jako pierwsze wielkości, a te, które wydawały się słabsze dla nieuzbrojonego oka, zostały oznaczone jako szóste. Jego klasyfikacje opierały się na obserwacjach gołym okiem, dlatego były proste, ale później zostały włączone i rozszerzone w Ptolomy Almagest która stała się standardem stosowanym przez następne 1400 lat. Kopernik, Kepler, Galileusz, Newton i Halley znali się na przykład i akceptują.
Oczywiście w czasach Hipparcha nie było lornetki ani teleskopu, a rozpoznawanie gwiazd o szóstej jasności wymaga bystrego wzroku i dobrych warunków obserwacyjnych. Zanieczyszczenie światłem, które jest wszechobecne w większości dużych miast i otaczających je obszarów metropolitalnych, ogranicza obecnie oglądanie słabych obiektów na nocnym niebie. Na przykład obserwatorzy w wielu lokalizacjach podmiejskich widzą tylko gwiazdy o wielkości od trzeciej do czwartej jasności - w najlepsze noce widoczna może być piąta jasność. Chociaż utrata jednej lub dwóch wielkości nie wydaje się bardzo duża, należy wziąć pod uwagę, że liczba widocznych gwiazd gwałtownie wzrasta z każdym ruchem w górę skali. Różnica między niebem zanieczyszczonym światłem a ciemnym niebem zapiera dech w piersiach!
W połowie XIX wieku technologia osiągnęła punkt precyzji, że stara metoda pomiaru jasności gwiazd przez przybliżenie była przeszkodą w badaniach. Do tego czasu szereg instrumentów używanych do badania nieba obejmował nie tylko teleskop, ale także spektroskop i kamerę. Urządzenia te zapewniły ogromną poprawę w stosunku do ręcznie pisanych notatek, szkiców okularów i wniosków wyciągniętych ze wspomnień z poprzednich obserwacji wizualnych. Ponadto, ponieważ teleskopy są w stanie zgromadzić więcej światła, które ludzkie oko może zebrać, nauka wiedziała, od pierwszych obserwacji teleskopowych Galileusza, że gwiazdy były znacznie słabsze niż ludzie podejrzewali, kiedy wynaleziono skalę jasności. Dlatego coraz bardziej akceptowano, że przypisania jasności przekazywane z czasów starożytnych były zbyt subiektywne. Ale zamiast go porzucić, astronomowie postanowili to skorygować, matematycznie różnicując jasność gwiazd.
Norman Robert Pogson był brytyjskim astronomem urodzonym w Nottingham w Anglii 23 marca 1829 roku. Pogson wykazał się swoimi umiejętnościami w skomplikowanych obliczeniach już w młodym wieku, obliczając orbity dwóch komet, gdy miał zaledwie 18 lat. W trakcie swojej kariery astronomicznej w Oksfordzie, a później w Indiach, odkrył osiem asteroid i dwadzieścia jeden gwiazd zmiennych. Ale jego najbardziej pamiętnym wkładem w naukę był system ilościowego przypisywania dokładnej jasności gwiazd. Pogson jako pierwszy zauważył, że gwiazdy pierwszej wielkości były około sto razy jaśniejsze niż gwiazdy szóstej wielkości. W 1856 r. Zaproponował, aby przyjąć tę normę jako nowy standard, aby każdy spadek wielkości zmniejszał wartość poprzedniej wartości w tempie równym piątemu pierwiastkowi wynoszącemu 100 lub około 2,512. Polaris, Aldebaran i Altair zostały oznaczone przez Pogsona wielkością jasności 2,0, a wszystkie inne gwiazdy zostały porównane do tych w jego układzie, a spośród tych trzech, Gwiazdą odniesienia była gwiazda Polarna. Niestety astronomowie później odkryli, że Polaris jest nieco zmienny, dlatego podstawili jasność Vegi jako linię podstawową jasności. Oczywiście należy zauważyć, że od tego czasu Vega została zastąpiona bardziej skomplikowanym matematycznym punktem zerowym.
Przypisywanie wartości intensywności gwiazdom między poziomami pierwszej i szóstej jasności opierało się wówczas na powszechnym przekonaniu, że oko wyczuwało różnice jasności w skali logarytmicznej - naukowcy w tym czasie uważali, że wielkość gwiazdy nie jest wprost proporcjonalna do rzeczywista ilość energii otrzymanej przez oko. Zakładali, że gwiazda o jasności 4 wydaje się znajdować w połowie odległości między jasnością gwiazdy o jasności 3 i jednej o jasności 5. Wiemy teraz, że to nieprawda. Czułość oka nie jest dokładnie logarytmiczna - wynika z krzywej prawa mocy Stevena.
Niezależnie od tego, współczynnik Pogsona stał się standardową metodą przypisywania jasności w oparciu o pozorną jasność gwiazd widzianych z Ziemi, a wraz z upływem czasu, wraz z ulepszaniem się instrumentów, astronomowie byli w stanie doprecyzować swoje oznaczenia, tak aby stały się również możliwe wielkości ułamkowe.
Jak wcześniej wspomniano, wiadomo było, że Wszechświat był wypełniony gwiazdami słabszymi, niż samo oko mogło dostrzec od czasów Galileusza. Zeszyty wielkiego astronoma są pełne odniesień do odkrytych gwiazd o siódmej i ósmej jasności. Tak więc współczynnik Pogsona został rozszerzony, aby objąć również te, które były ciemniejsze niż szóstej wielkości. Na przykład nieuzbrojone oko ma dostęp do około 6000 gwiazd (ale niewiele osób kiedykolwiek widziało ich tyle z powodu chytrości nocnego blasku i konieczności obserwacji przez okres kilku miesięcy od równika). Zwykła lornetka 10X50 zwiększy chwyt oka o około pięćdziesiąt razy, zwiększy liczbę widocznych gwiazd do około 50 000 i pozwoli obserwatorowi dostrzec obiekty dziewiątej wielkości. Skromny sześciocalowy teleskop jeszcze bardziej zwiększy widzenie, odsłaniając gwiazdy aż do dwunastej jasności - czyli o około 475 słabiej niż okiem nieuzbrojonym. Przy pomocy takiego instrumentu można zaobserwować około 60 000 celów niebieskich.
Wielki 200-calowy teleskop Hale'a na górze Palomar, długi największy teleskop na Ziemi, dopóki nowe instrumenty nie przekroczyły go w ciągu ostatnich dwudziestu lat, mógł oferować rzuty wzrokowe aż do dwudziestej wielkości - to około milion razy słabiej niż widzenie bez pomocy. Niestety, ten teleskop nie jest przystosowany do bezpośredniej obserwacji - nie był wyposażony w oprawkę okularu i, jak każdy inny duży teleskop dzisiaj, jest zasadniczo gigantycznym obiektywem aparatu. Kosmiczny Teleskop Hubble'a, na niskiej orbicie Ziemi, może fotografować gwiazdy o dwudziestej dziewiątej wielkości. To reprezentuje obecną krawędź widzialnego wszechświata ludzkości - około dwadzieścia pięć miliardów razy słabszą niż normalna ludzka percepcja! Niewiarygodne, że ogromne teleskopy znajdują się na desce kreślarskiej i są finansowane, a zbierające światło lustra wielkości boisk piłkarskich, które umożliwią obserwację obiektów o trzydziestej ósmej wielkości! Spekuluje się, że może to doprowadzić nas do zarania stworzenia!
Ponieważ Vega stanowi punkt wyjścia do określania wielkości, coś musiało zostać zrobione również z obiektami jaśniejszymi. Na przykład osiem gwiazd, kilka planet, Księżyc i Słońce (wszystkie) przyćmiewają Vegę. Ponieważ użycie wyższych liczb odpowiadało obiektom słabiej widocznym gołym okiem, wydawało się właściwe, aby można było użyć liczb zerowych i ujemnych w celu uwzględnienia tych, które były jaśniejsze niż Vega. Dlatego mówi się, że Słońce świeci o jasności -26,8, a Księżyc w pełni o -12. Syriusz, najjaśniejsza gwiazda widziana z naszej planety, otrzymał jasność -1,5.
Taki układ przetrwał, ponieważ łączy dokładność i elastyczność, aby z dużą precyzją opisywać pozorną jasność wszystkiego, co widzimy w niebie.
Jednak blask gwiazd może wprowadzać w błąd. Niektóre gwiazdy wydają się jaśniejsze, ponieważ znajdują się bliżej Ziemi, uwalniają niezwykle duże ilości energii lub mają kolor, który postrzegają nasze oczy z większą lub mniejszą czułością. Dlatego astronomowie mają także osobny układ, który opisuje blask gwiazd oparty na ich wyglądzie ze standardowej odległości - około 33 lat świetlnych - zwanej wielkością absolutną. To usuwa skutki oddzielenia gwiazdy od naszej planety, jej wewnętrznej jasności i koloru z równania jasności pozornej.
Aby wywnioskować absolutną jasność gwiazdy, astronomowie muszą najpierw zrozumieć jej rzeczywistą odległość. Jest kilka metod, które okazały się przydatne, z których najczęściej stosowana jest ta paralaksa. Jeśli przytrzymasz palec w górę na długości ramion, a następnie przesuń głowę z boku na bok, zauważysz, że wydaje się, że palec przesuwa swoją pozycję względem obiektów w tle. Ta zmiana jest prostym przykładem paralaksy. Astronomowie używają go do mierzenia odległości gwiezdnej poprzez pomiar położenia obiektu względem gwiazd tła, gdy Ziemia znajduje się po jednej stronie orbity względem drugiej. Dzięki zastosowaniu trygonometrii astronomowie mogą obliczyć odległość obiektu. Po zrozumieniu tego, inne obliczenia mogą oszacować jego pozorną jasność dla 33 lat świetlnych.
Wynikają ciekawe zmiany w przypisaniach wielkości. Na przykład absolutna jasność naszego Słońca zmniejsza się tylko do 4,83. Alpha Centauri, jeden z naszych najbliższych gwiezdnych sąsiadów, jest podobny z absolutną wielkością 4,1. Co ciekawe, Rigel, jasna, biało-niebieska gwiazda, która reprezentuje prawą stopę łowcy w gwiazdozbiorze Oriona, świeci z pozorną jasnością około zera, ale absolutną jasnością -7. Oznacza to, że Rigel jest dziesiątki tysięcy razy jaśniejszy niż nasze Słońce.
Jest to jeden ze sposobów, w jaki astronomowie dowiedzieli się o prawdziwej naturze gwiazd, mimo że są one bardzo odległe!
Galileo nie był ostatnim wielkim włoskim astronomem. Choć jest to chyba najsłynniejszy, współczesne Włochy tętnią życiem z tysiącami światowej klasy zawodowych i utalentowanych amatorskich astronomów, którzy są zaangażowani w badania i fotografowanie Wszechświata. Na przykład wspaniały obraz towarzyszący tej dyskusji został wykonany przez Giovanniego Benintende z dziesięciocalowym teleskopem Ritchey-Chretien i 3,5-megapikselową kamerą astronomiczną z jego miejsca obserwacyjnego na Sycylii w dniu 23 września 2006 r. Obraz przedstawia mgławicę eteryczną , oznaczony Van den Bergh 152. Jest w kierunku konstelacji Cefeusza, położonej około 1400 lat świetlnych od Ziemi. Ponieważ świeci tylko przy słabym natężeniu 20 (co należy teraz docenić jako wyjątkowo słabe!), Giovanni potrzebował 3,5 godziny ekspozycji, aby uchwycić tę cudowną scenę.
Piękny odcień chmury jest wytwarzany przez błyskotliwą gwiazdę u szczytu. Mikroskopijne ziarna pyłu w mgławicy są wystarczająco małe, aby odzwierciedlać krótsze długości fali światła gwiazd, które mają tendencję do niebieskiej części spektrum kolorów. Dłuższe fale, które mają kolor czerwony, po prostu przechodzą. Jest to analogiczne do powodu, dla którego nasze ziemskie niebo jest niebieskie. Uderzający efekt podświetlenia jest bardzo realny i pochodzi z połączonego światła gwiazd naszej Galaktyki!
Czy masz zdjęcia, które chcesz udostępnić? Opublikuj je na forum astrofotograficznym czasopisma Space Magazine lub wyślij je pocztą e-mail, a my możemy umieścić go w Space Magazine.
Wpisany przez R. Jay GaBany
