Minge avalikku kohta, kus inimesed kogunevad, näiteks tipptunnil kõnniteel kesklinnas või nädalavahetusel asuvas kaubanduskeskuses ja märkate kiiresti, et iga inimene on isiksus, kellel on erinevad omadused näiteks pikkuse, kaalu ja väljanägemise järgi. Mõlemad on erinevad suuruse, kuju, vanuse ja värvi järgi. On ka üks teine omadus, mis on esmapilgul kohe märgatav - igal tähel on ainulaadne sära.
Juba 120. aastal eKr liigitasid Kreeka astronoomid tähed kategooriatesse nende hiilguse järgi - esimene tegi seda Hipparchus. Kuigi me teame tema elust väga vähe, peetakse teda sellegipoolest üheks antiikaja mõjukaimaks astronoomiks. Üle kahe tuhande aasta tagasi arvutas ta aasta pikkuseks 6,5 minutit. Ta avastas pööripäevade pretsessiooni, ennustas nii Kuu kui ka Päikese eclips kus ja millal ning mõõtis täpselt kauguse Maast Kuuni. Hipparchus oli ka trigonomeetria isa ja tema kataloog oli kaardistatud 850 - 1100 tähe vahel, tuvastas iga positsiooni järgi ja reastas need vastavalt nende heledusele skaalaga vahemikus üks kuni kuus. Kõige pimestavamaid tähti kirjeldati esimese suurusjärku ja neid, mis paistsid silma kõige kaugemal, tähistati kuuendana. Tema klassifikatsioonid põhinesid palja silmaga vaatlustel, seepärast oli see lihtne, kuid hiljem lisati ja laiendati seda Ptolomy's Almagest millest sai järgmise 1400 aasta jooksul kasutatud standard. Copernicus, Kepler, Galileo, Newton ja Halley olid kõik tuttavad ja võtsid selle näiteks omaks.
Muidugi ei olnud Hipparchuse ajal binoklit ega teleskoopi ning kuuendas suurusjärgus tähtede eristamiseks on vaja silmarõõmu ja häid vaatlustingimusi. Enamikus suuremates linnades ja neid ümbritsevates suurlinnades leviv valgusreostus seab täna öösel taevas nõrkade objektide vaatamise piirangud. Näiteks näevad vaatlejad paljudes äärelinnades ainult kolmandat kuni neljandat magnituuditähte - kõige parematel öödel võib viies suurusjärk olla nähtav. Ehkki ühe või kahe magnituudi kaotus ei tundu kuigi suur, arvestage sellega, et iga skaala ülespoole tõusmisega suureneb nähtavate tähtede arv kiiresti. Erinevus kergelt saastatud taeva ja tumeda taeva vahel on hingemattev!
19. sajandi keskpaigaks oli tehnoloogia jõudnud täpsuseni, et vana meetod tähtede heleduse mõõtmiseks lähendamise teel oli teadusuuringute takistuseks. Selleks ajaks ei olnud taeva uurimiseks kasutatavate instrumentide hulgas mitte ainult teleskoop, vaid ka spektroskoop ja kaamera. Need seadmed parandasid varasemate visuaalsete vaatluste meenutuste abil käsitsi kirjutatud märkmeid, okulaari visandeid ja järeldusi. Kuna teleskoobid on võimelised koguma rohkem valgust, mida inimsilm suudab koondada, oli teadus Galileo esimestest teleskoopilistest vaatlustest peale teadnud, et tähed on palju õhemad, kui inimesed suurusjärguskaala leiutamisel kahtlustasid. Seetõttu hakati üha enam aktsepteerima, et antiikajast alates antud heleduse määramine oli liiga subjektiivne. Kuid selle asemel, et sellest loobuda, otsustasid astronoomid seda kohandada, eristades tähtede heledust matemaatiliselt.
Norman Robert Pogson oli 23. märtsil 1829. aastal Inglismaal Nottinghamis sündinud Briti astronoom. Pogson demonstreeris oma võimekust keeruliste arvutuste abil juba varases nooruses, arvutades kahe komeedi orbiidid selleks ajaks, kui ta oli alles 18. Oma karjääri jooksul astronoomina Oxfordis ja hiljem Indias avastas ta kaheksa asteroidi ja kakskümmend üks muutuvat tähte. Tema meeldejäävaim panus teadusesse oli täpse tähevalguse määramiseks kvantitatiivselt määramise süsteem. Pogson märkas esimesena, et esimese magnituudiga tähed olid umbes sada korda heledamad kui kuuenda suurusjärguga tähed. Aastal 1856 tegi ta ettepaneku seda uue standardina aktsepteerida, nii et iga suurusjärgu langus vähendaks eelmise väärtust kiirusega, mis võrdub viienda juurega 100 või umbes 2,512. Polaris, Aldebaran ja Altair määrasid Pogson magnituudiks 2,0 ja tema süsteemis võrreldi kõiki teisi tähti ja nende kolme seast oli võrdlustäheks Polaris. Kahjuks avastasid astronoomid hiljem, et Polaris on pisut varieeruv, nii et nad asendasid Vega sära heleduse lähtejoonena. Muidugi tuleb märkida, et Vega on vahepeal asendatud keerukama matemaatilise nullpunktiga.
Esimese ja kuuenda magnituuditaseme vahel tähtedele intensiivsuse väärtuse määramine põhines tollal levinud veendumusel, et silm tajus logaritmilisel skaalal heleduse erinevusi - sel ajal uskusid teadlased, et tähe suurus ei ole otseselt proportsionaalne tegelik energiakogus, mida silm sai. Nad arvasid, et suurusjärgus 4 olev täht näib olevat suurusjärgus 3 oleva tähe heleduse ja suurusjärgus 5 oleva poole vahel. Nüüd teame, et see pole tõsi. Silma tundlikkus ei ole täpselt logaritmiline - see järgib Steveni võimsusseaduse kõverat.
Vaatamata sellele muutus Pogsoni suhe tavaliseks meetodiks, mille abil määrati magnituudid Maast vaadatuna nähtavate tähtede ilmse heleduse põhjal ja aja jooksul, instrumentide täiustamisel suutsid astronoomid oma tähistusi veelgi täpsustada, nii et ka murdosa suurus oli võimalik.
Nagu varem mainitud, oli Galileo ajast alates olnud teada, et universum oli tähekesega kaetud nõrgematega, kui ainult silm seda tajub. Suure astronoomi märkmikud on täis viiteid tema avastatud seitsmendale ja kaheksandale magnituuditähele. Nii laiendati Pogsoni suhet, et hõlmata ka neid, mis olid hämaramad kui kuuendal kohal. Näiteks on abita silmal ligipääs umbes 6000 tähele (kuid vähesed inimesed näevad seda palju kunagi öise pilguheitmise ja vajaduse tõttu jälgida ekvaatorit kuude vältel). Tavalised 10X50 binoklid suurendavad silma valgust haardes umbes viiskümmend korda, suurendavad vaadatavate tähtede arvu umbes 50 000-ni ja võimaldavad vaatlejal märgata üheksanda suurusjärguga objekte. Tagasihoidlik kuutolline teleskoop suurendab nägemist veelgi, paljastades tähed kuni kaheteistkümnenda magnituudini - see on umbes 475 nõrgem kui palja silmaga suudab tuvastada. Niisuguse instrumendiga on jälgitav umbes 60 000 taevakeha.
Palomari mäel asuv suur 200-tolline Hale-teleskoop, mis on Maa suurim teleskoop, kuni uued instrumendid selle viimase kahekümne aasta jooksul ületasid, võiks pakkuda visuaalseid piilumisi kuni kahekümnenda suurusjärguni - see on umbes miljon korda õhem kui abistamata nägemine. Kahjuks pole see teleskoop otseseks vaatluseks varustatud - sellel polnud kaasas okulaarihoidjat ja nagu iga teinegi suur teleskoop tänapäeval, on see sisuliselt hiiglaslik kaamera objektiiv. Hubble'i kosmoseteleskoop suudab madala Maa orbiidil pildistada tähti kahekümne üheksanda magnituudiga. See tähistab inimkonna praegust nähtava universumi serva - umbes kakskümmend viis miljardit korda õhem kui tavaline inimese ettekujutus! Uskumatult on joonistuslaual ja neid rahastatakse tohutult teleskoope, millel on jalgpalliväljakute suurused valguse kogumise peeglid, mis võimaldavad kolmekümne kaheksandas suurusjärgus olevaid objekte näha! Spekuleeritakse, et see võib meid viia loomise algusesse!
Kuna Vega esindas suuruse määramise lähtepunkti, tuli midagi ette võtta ka heledamate objektidega. Kaheksa tähte, mitu planeeti, Kuu ja Päike (kõik) edestavad näiteks Vegat. Kuna suuremate numbrite kasutamine moodustas palja silmaga nähtavamaid objekte, tundus kohane, et nulli ja negatiivse arvu saab kasutada nende puhul, mis on Vegast heledamad. Seetõttu väidetakse, et Päike paistab magnituudil -26,8, täiskuu -12. Meie planeedilt säravaim täht Sirius sai magnituudi -1,5.
See paigutus on püsinud, kuna see ühendab endas täpsuse ja paindlikkuse, et kirjeldada suure täpsusega kõike, mida taevas võime näha.
Tähtede sära võib aga petta. Mõned tähed paistavad heledamad, kuna nad asuvad Maale lähemal, eraldavad ebatavaliselt suuri energiakoguseid või nende värv on selline, mida meie silmad suurema või väiksema tundlikkusega tajuvad. Seetõttu on astronoomidel ka eraldi süsteem, mis kirjeldab tähtede sädet, lähtudes sellest, kuidas nad ilmneksid standardsest kaugusest - umbes 33 valgusaastat - mida nimetatakse absoluutseks suuruseks. See eemaldab tähe eraldumise meie planeedist, selle sisemise heleduse ja värvuse nähtavast suurusjärgu võrrandist.
Tähe absoluutse suuruse tuletamiseks peavad astronoomid kõigepealt mõistma selle tegelikku kaugust. On mitmeid meetodeid, mis on osutunud kasulikeks, neist parallaksist kasutatakse kõige sagedamini. Kui hoiate sõrme käe pikkusest ülespoole, liigutades pead küljelt küljele, märkate, et sõrm nihutab oma positsiooni taustal olevate objektide suhtes. See nihe on lihtne näide parallaksist. Astronoomid kasutavad seda tähekauguste mõõtmiseks, mõõtes objekti asendi taustatähtede suhtes, kui Maa on oma orbiidi ühel küljel teise suhtes. Trigonomeetria abil saavad astronoomid arvutada objekti kauguse. Kui see on arusaadav, saab teise arvutuse abil selle näivast heledusest prognoosida 33 valgusaastat.
Tulemuseks on kummalised muudatused suurusjärkudes. Näiteks kahaneb meie Päikese absoluutne suurusjärk vaid 4,83-ni. Alfa Centauri, üks meie lähimaid tähtnaabreid, on sarnane absoluutse suurusjärguga 4,1. Huvitav on see, et Rigel, särav, valge-sinine täht, mis tähistab jahimehe paremat jalga Orioni tähtkujus, paistab näiva magnituudiga umbes null, kuid absoluutse magnituudiga -7. See tähendab, et Rigel on kümneid tuhandeid kordi heledam kui meie Päike.
See on üks viis, kuidas astronoomid on õppinud tähtede tõelise olemuse kohta, isegi kui nad on väga kaugel!
Galileo polnud viimane suur Itaalia astronoom. Ehkki ta on vaieldamatult kuulsaim, askeldab kaasaegne Itaalia tuhandete maailmatasemel professionaalsete ja andekate amatöör-astronoomidega, kes tegelevad Universumi uurimise ja pildistamisega. Näiteks selle aruteluga kaasnenud suurepärase pildi valmistas Giovanni Benintende kümne-tollise Ritchey-Chretieni teleskoobi ja 3,5-megapikslise astronoomilise kaamera abil oma vaatluspaigast Sitsiilias 23. septembril 2006. Pilt kujutab eeterlikku udukogu. , tähistatud Van den Bergh 152. See asub Cepheuse tähtkuju suunas, mis asub Maast umbes 1400 valgusaasta kaugusel. Kuna see paistab vaid vähesel määral 20 (mida peaksite nüüd eriti nõrgaks hindama!), Kulus Giovanni selle imelise stseeni jäädvustamiseks 3,5 tundi kokkupuudet.
Pilve ilusa tooni loob särav täht, ülaosas. Udul olevad mikroskoopilised tolmuterad on piisavalt väikesed, et kajastada tähevalguse lühemaid lainepikkusi, mis kipuvad olema värvispektri sinise osa poole. Pikemad punase poole ulatuvad lainepikkused läbivad lihtsalt läbi. See on analoogne ka põhjusega, miks meie maine taevas on sinine. Silmatorkav taustvalgustuse efekt on väga reaalne ja tuleneb meie galaktika kombineeritud tähtvalgusest!
Kas teil on fotosid, mida soovite jagada? Postitage need kosmoseajakirja astrofotograafia foorumisse või saatke neile meilisõnum ja me võime seda avaldada ka ajakirjas Space Magazine.
Kirjutas R. Jay GaBany
