Nagu prožektorisse püütud purustatud klaasi killud, paistavad tähed öises taevas petlikult passiivsed. Tähepinna temperatuur võib ulatuda 50 000 kraadini Celsiuse järgi kümme korda kuumem kui meie Päike - ja mõnel juhul võib see ulatuda üle miljoni kraadi! Kuumus tähe piires jõuab veelgi kõrgemale tasemele, mis tavaliselt ületab mitu miljonit kraadi - see on piisav, et aatomituumad lahti rebida ja muuta need uut tüüpi aineteks. Meie juhuslikud pilgud ülespoole mitte ainult ei paljasta neid äärmuslikke tingimusi, vaid vihjavad ainult tohutule hulgale tähtedele, mis olemas on. Tähed on paigutatud paaridesse, kolmikutesse ja nelikutesse. Mõni on väiksem kui Maa, teised aga suurem kui kogu meie päikesesüsteem. Kuna ka lähim täht on 26 triljoni miili kaugusel, on peaaegu kõike, mida me neist teame, kaasa arvatud kaasneval pildil olevad, helendatud ainult nende valgust.
Meie tänane tehnoloogia on endiselt metsikult võimetu saatma inimest või robotit lähima tähe lähedale vähem kui mitu tuhat aastat kestva edasi-tagasi transiidi ajal. Seetõttu jäävad tähed füüsiliselt ligipääsmatuks nüüd ja veel aastaid ilma enneolematu läbimurdeta kosmose jõuseadmes. Vaatamata sellele, et mäe külastamine pole otstarbekas, on olnud võimalik uurida neid mäe osi, mis on meile tähevalgusena saadetud. Peaaegu kõik, mida me tähtede kohta teame, põhineb spektroskoopiana tuntud tehnikal - valguse ja muu kiirguse analüüsil.
Spektroskoopia algus on pärit 17. sajandi inglise matemaatiku ja teadlase Isaac Newtonilt. Newtonit huvitas varasemate mõtlejate, nagu Rene Descartes, tollane kummaline arusaam, et valge tuli hoiab kõiki vikerkaare värve. Aastal 1666 katsetas Newton klaasprisma, ühe akna aknaluugi ja toa valge seina väikese auguga. Kui august tulev valgus liikus läbi prisma, hajutati see justkui võlujõul kergelt kattuvate värvide hulka: punasest violetseni. Ta kirjeldas seda esimesena kui spektrit, mis on ladinakeelne sõna ilmutamiseks.
Astronoomia ei hõlmanud Newtoni avastust kohe. Kaheksateistkümnendasse sajandisse arvasid astronoomid, et tähed olid vaid planeetide liikumise taust. Osaliselt põhines see laialt levinud uskumatusel, et teadus võib kunagi nende tähtede kauguse tõttu tõelist füüsilist olemust mõista. Kõike seda muutis aga Saksa optik nimega Joseph Fraunhofer.
Viis aastat pärast Müncheni optikaettevõttega liitumist tehti Fraunhoferist, kes oli siis 24-aastane, partneriks tänu oma oskustele klaasi valmistamisel, läätsede lihvimisel ja kujundamisel. Tema püüdlus teleskoopides ja muudes instrumentides kasutatavate ideaalsete läätsede poole viis ta eksperimenteerima spektroskoopiaga. 1814. aastal püstitas ta mõõdistamise teleskoobi, paigaldas prisma selle ja väikese päikesevalguse pilu vahele ning vaatas seejärel läbi okulaari, et jälgida tulemuseks olevat spektrit. Ta täheldas värvide levikut, nagu ta oli osanud oodata, kuid ta nägi midagi muud - peaaegu lugematul hulgal tugevaid ja nõrku vertikaalseid jooni, mis olid ülejäänud värvidest tumedamad ja mõned paistsid peaaegu mustad. Need tumedad jooned saavad hiljem igale füüsikaüliõpilasele tuttavaks Fraunhoferi neeldumisjoontena. Newton polnud neid vist näinud, kuna tema katses kasutatud auk oli suurem kui Fraunhoferi pilu.
Nendest joontest vaimustunud ja teades, et need ei olnud tema instrumendi esemed, uuris Fraunhofer neid põhjalikult. Aja jooksul kaardistas ta üle 600 rea (tänapäeval on neid umbes 20 000), pööras siis tähelepanu Kuule ja lähimatele planeetidele. Ta leidis, et jooned olid identsed ja tegi järelduse, et kuu ja planeedid peegeldasid päikesevalgust. Järgmisena uuris ta Siriust, kuid leidis, et tähe spektril on erinev muster. Igal tähel, mida ta seejärel vaatas, oli ainulaadne tumedate vertikaalsete joonte komplekt, mis eristasid neid teistest nagu sõrmejälg. Selle protsessi käigus täiustas ta tunduvalt difraktsioonivõrena tuntud seadet, mida võis kasutada prisma asemele. Tema täiustatud võre andis täpsemaid spektrid kui prisma ja võimaldas tal luua tumedate joonte kaarte.
Fraunhofer katsetas oma spektroskoope - terminit, mis hiljem sündis -, jälgides gaasi leegi valgust ja tuvastades ilmnenud spektrijooned. Need jooned ei olnud siiski tumedad - nad olid heledad, kuna need tekkisid materjalist, mida oli kuumutatud hõõguvaks. Fraunhofer märkis, et päikese spektris sisalduvate tumedate joonte paari ja laboratooriumi leegi vahel paiknevate eredate joonte vahelise kokkusattumise vahel langes kokku spekulatsioon, et tumedad jooned võib olla põhjustatud konkreetse valguse puudumisest, justkui päike (ja teised tähed) olid röövinud nende kitsa värvitriibu spektri.
Tumedate joonte müsteerium lahendati alles umbes 1859. aasta paiku, kui Gustav Kirchhoff ja Robert Bunsen viisid läbi katsed keemiliste materjalide tuvastamiseks nende värvi järgi põlemisel. Kirchhoff soovitas Bunsenil eristamiseks kasutada kõige selgemat meetodit spektroskoobiga ja peagi selgus, et igal keemilisel elemendil oli ainulaadne spekter. Näiteks Naatrium tootis read, mille Fraunhofer märkas esmakordselt mitu aastat varem.
Kirchhoff jätkas päikese- ja tähespektri tumedate joonte õigesti mõistmist: Päikesevalgus või täht läbib jahedamate gaaside ümbritsevat atmosfääri. Need gaasid, näiteks naatriumiaur, neelavad valguse iseloomuliku lainepikkuse ja tekitavad tumedad jooned, mille Fraunhofer märkas esmakordselt sellel sajandil. See avas kosmilise keemia koodi.
Hiljem dešifreeris Kirchoff päikese atmosfääri koostise, tuues välja mitte ainult naatriumi, vaid raua, kaltsiumi, magneesiumi, nikli ja kroomi. Mõni aasta hiljem, 1895. aastal kinnitasid päikesevarjutust vaadanud astronoomid maakera heeliumis veel avastamata elemendi spektraaljooni.
Detektiivitöö jätkamisel avastasid astronoomid, et spektroskoopide abil uuritud kiirgus ulatus kaugemale tuttavatest nähtavatest värvidest elektromagnetilistesse piirkondadesse, mida meie silmad ei suuda tajuda. Tänapäeval pole suur osa professionaalsete astronoomide tähelepanu pälvinud töödest mitte süvakosmoseobjektide visuaalsete omadustega, vaid nende spektrite olemusega. Praktiliselt kõik äsja leitud täiendavad päikeseplaneedid on näiteks avastatud tähespektri nihke analüüsimisel, mis viiakse sisse, liikudes ümber nende vanema tähe.
Hiiglaslikke teleskoope, mis ümbritsevad maakera äärepoolseimates kohtades, kasutatakse okulaari abil harva ja nad teevad harva selliseid fotosid, nagu see, mille juurde see arutelu on lisatud. Mõnel neist instrumentidest on peeglite läbimõõt üle 30 jala, teistel - veel projekteerimise ja rahastamise etappidel - võivad valguse kogumise pinnad ületada 100 meetrit! Üldiselt on need kõik olemas olevad ja joonestustahvlil olevad optimeeritud selleks, et keerukate spektroskoopide abil koguda ja lahutada valgust, mida nad koguvad.
Praegu toodavad paljusid kõige ilusamaid süvakosmosepilte, nagu siin kirjeldatu, andekate amatöör-astronoomide poolt, kes on tõmmatud läbi objektide ilu, mis triivivad läbi kogu kosmose. Relvastatud tundlike digitaalkaamerate ja märkimisväärselt täpse, kuid tagasihoidliku suurusega optiliste instrumentidega, on need jätkuvalt inspiratsiooniallikaks kogu maailmas asuvatele inimestele, kes jagavad oma kirge.
Üleval paremal asuv värviküllane pilt on toodetud Dan Kowali poolt oma eravaatluskeskusest selle aasta augusti jooksul. See kujutab stseeni, mis asub põhjapoolse tähtkuju Cygnuse suunas. See molekulaarse vesiniku ja tolmu keeruline mass asub Maast umbes 4000 valgusaasta kaugusel. Suure osa selle udukogu põhiosas nähtud valgust tekitab selle keskme lähedal asuv massiivne särav täht. Lainurga all olevad pikad säritusfotod näitavad udukogu olevat väga ulatuslikud - peamiselt tähtedevahelise tolmu ulatuslik jõgi.
See pilt valmistati kuue tollise apokromaatilise refraktori ja 3,5-megapikslise astronoomilise kaamera abil. Pilt tähistab peaaegu 13 tundi säritust.
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
