Mene julkiseen paikkaan, johon ihmiset kokoontuvat, kuten ruuhka-jalkakäytävälle keskustaan tai viikonloppuiseen ostoskeskukseen, ja huomaat nopeasti, että jokainen henkilö on yksilö, jolla on erilaisia ominaisuuksia esimerkiksi korkeuden, painon ja kasvojen perusteella. Jokainen eroaa koon, muodon, iän ja värin mukaan. On myös yksi muu piirre, joka on heti havaittavissa ensi silmäyksellä - jokaisella tähdellä on ainutlaatuinen loisto.
Kreikan tähtitieteilijät luokittelivat tähdet luokkiin loistonsa perusteella jo vuonna 120 eKr. - Ensimmäinen tämä oli Hipparchus. Vaikka tiedämme hyvin vähän hänen elämästään, häntä kuitenkin pidetään yhtenä antiikin vaikutusvaltaisimmista tähtitieteilijöistä. Yli kaksi tuhatta vuotta sitten hän laski vuoden pituuden 6,5 minuuttiin. Hän löysi päiväntasauspisteiden preesion, ennusti sekä kuun- että aurinkopimennysten sijaintia missä ja milloin ja mittasi tarkasti etäisyyden Maasta Kuuhun. Hipparchus oli myös trigonometrian isä ja hänen luettelossaan kartoitettiin 850 - 1 100 tähteä, tunnistettiin kukin sijainnin perusteella ja luokitellaan niiden kirkkauden mukaan asteikolla yhdestä kuuteen. Häikäisevimpiä tähtiä kuvailtiin ensimmäisen suuruusluokkaa ja tähtiä, jotka näyttivät haavoittumattomalle silmälle kaikkein kuudenneksi. Hänen luokituksensa perustuivat paljain silmin havaintoihin, siksi se oli yksinkertainen, mutta se sisällytettiin myöhemmin Ptolomy's Almagest josta tuli standardi, jota käytettiin seuraavien 1 400 vuoden ajan. Copernicus, Kepler, Galileo, Newton ja Halley olivat kaikki tuttuja ja hyväksyivät sen esimerkiksi.
Tietysti, Hipparchuksen aikana ei ollut kiikaria tai kaukoputkia, ja kuudennen suuruisten tähtijen havaitseminen vaatii innostunutta näköä ja hyviä tarkkailuolosuhteita. Useimmissa suurimmissa kaupungeissa ja niitä ympäröivissä suurkaupunkialueissa esiintyvä valon pilaantuminen rajoittaa heikkojen esineiden katselua yötaivaalla tänään. Esimerkiksi useiden esikaupunkialueiden tarkkailijat voivat nähdä vain kolmannen - neljännen suuruusluokan tähdet - parhaimmillaan öisin viides voimakkuus saattaa olla näkyvissä. Vaikka yhden tai kahden suuruusluokan menetys ei vaikuta paljolta, ota huomioon, että näkyvien tähtien määrä kasvaa nopeasti jokaisen asteikon ylöspäin tapahtuvan liikkeen myötä. Ero vaalean saastuneen taivaan ja tumman taivaan välillä on henkeäsalpaava!
1800-luvun puoliväliin mennessä tekniikka oli saavuttanut tarkkuuden, että vanha menetelmä tähtien kirkkauden mittaamiseksi likimääräisesti oli este tutkimukselle. Tähän mennessä taivaan tutkimiseen käytettyihin instrumenttiryhmiin kuului paitsi kaukoputki, myös spektroskooppi ja kamera. Nämä laitteet tarjosivat valtavan parannuksen käsin kirjoitettuihin muistiinpanoihin, okulaarin luonnoksiin ja johtopäätöksiin, jotka on tehty aiempien visuaalisten havaintojen muistoista. Lisäksi, koska kaukoputket pystyvät keräämään enemmän valoa, jonka ihmisen silmä pystyy keräämään, tiede oli Galileon ensimmäisten teleskooppitarkkailujen jälkeen tietoinen siitä, että tähtiä oli paljon himmeämpiä kuin ihmiset olivat epäilleet, kun suuruusasteikko keksittiin. Siksi yhä enemmän hyväksyttiin, että antiikista lähtien annetut kirkkausasetukset olivat liian subjektiivisia. Mutta sen sijaan, että luopuisi siitä, tähtitieteilijät päättivät säätää sitä erottelemalla tähden kirkkauden matemaattisesti.
Norman Robert Pogson oli brittiläinen tähtitieteilijä, joka syntyi Nottinghamissa, Englannissa 23. maaliskuuta 1829. Pogson osoitti kykynsä monimutkaisilla laskelmilla jo varhaisessa iässä laskemalla kahden komeetan kiertoradat vasta 18-vuotiaana. Oxfordissa ja myöhemmin Intiassa hän löysi kahdeksan asteroidia ja kaksikymmentäyksi muuttuvaa tähteä. Hänen mieleenpainuvin panoksensa tieteeseen oli kuitenkin järjestelmä, jolla täsmällinen tähtivalaisu annettiin kvantitatiivisesti. Pogson huomasi ensimmäisenä, että ensimmäisen suuruusluokan tähdet olivat noin sata kertaa kirkkaampia kuin kuudennen suuruusluokan tähdet. Vuonna 1856 hän ehdotti, että tämä olisi hyväksyttävä uudeksi standardiksi, jotta jokainen voimakkuuden pieneneminen vähentäisi edellisen arvoa nopeudella, joka on yhtä suuri kuin viidennen juuren 100 tai noin 2,512. Polarikselle, Aldebaranille ja Altairille annettiin Pogsonin voimakkuus 2.0 ja kaikkia muita tähtiä verrattiin hänen järjestelmäänsä, ja kolmesta Polaris oli vertailutähti. Valitettavasti tähtitieteilijät havaitsivat myöhemmin, että Polaris on hieman muuttuva, joten he korvasivat Vegan kirkkauden kirkkauden perustana. Tietenkin on huomattava, että Vega on sittemmin korvattu monimutkaisemmalla matemaattisella nollapisteellä.
Intensiteettiarvon määrittäminen tähtiille ensimmäisen ja kuudennen voimakkuustason välillä perustui tuolloin vallitsevaan uskoon, että silmä havaitsi kirkkauserot logaritmisessa mittakaavassa - tuolloin tutkijat uskoivat, että tähden suuruus ei ollut suoraan verrannollinen todellinen energiamäärä, jonka silmä sai. He olettivat, että voimakkuuden 4 tähti näyttäisi olevan puolivälissä voimakkuuden 3 voimakkuuden ja voimakkuuden 5 välillä. Tiedämme nyt, että tämä ei ole totta. Silmän herkkyys ei ole täsmälleen logaritminen - se seuraa Stevenin Power Law -käyrää.
Siitä huolimatta, Pogson-suhteesta tuli standardimenetelmä suuruusluokkien määrittämiseksi perustuen Maasta nähtyjen tähtien näennäisvalaisuuteen ja ajan myötä, kun instrumentit paranivat, tähtitieteilijät pystyivät tarkentamaan nimityksiään niin, että myös murto-osan suuruudet olivat mahdollisia.
Kuten aiemmin mainittiin, Galileon ajoista lähtien oli ollut tiedossa, että maailmankaikkeus oli täynnä tähtiä, jotka olivat vaaleampia kuin pelkästään silmä pystyi havaitsemaan. Suurten tähtitieteilijöiden muistikirjat ovat täynnä viitteitä hänen löytämistään seitsemännestä ja kahdeksannesta tähtiä. Joten Pogson-suhdetta laajennettiin kattamaan myös ne, jotka olivat himmeämpiä kuin kuudes. Esimerkiksi avustamattomalla silmällä on pääsy noin 6 000 tähteen (mutta harvat ihmiset näkevät sen koskaan monien takia öisin viileän hehkua ja tarpeen tarkkailla kuukausien ajan päiväntasaajasta). Yleiset 10X50 -kiikarit lisäävät silmän valon otetta noin viidenkymmenenkertaisesti, laajentavat katseltavien tähtien määrää noin 50 000: een ja antavat tarkkailijalle mahdollisuuden havaita yhdeksännen voimakkuuden esineitä. Vaatimaton kuuden tuuman kaukoputki parantaa näkökykyä entisestään paljastamalla tähtiä kahdestoista voimakkuuteen asti - se on noin 475 heikompi kuin paljain silmin pystyy havaitsemaan. Noin 60 000 taivaallista kohdetta on havaittavissa tällaisella välineellä.
Suuri 200-tuumainen Hale-teleskooppi Palomarin vuorella, joka on maan suurin teleskooppi, kunnes uudet instrumentit ylittivät sen viimeisen kahdenkymmenen vuoden aikana, voisi tarjota visuaalisen kurkistuksen aina kahdeskymmenennenkymmenenteen voimakkuuteen - joka on noin miljoona kertaa vaaleampi kuin apuvälineet. Valitettavasti tätä kaukoputkea ei ole varustettu suoraa tarkkailua varten - siinä ei ollut okulaarin pidikettä, ja kuten kaikki muutkin suuret kaukoputket tänään, se on pohjimmiltaan jättimäinen kameran linssi. Maapallon maapalloradalla oleva Hubble-avaruusteleskooppi voi kuvata tähtiä kaksikymmentäyhdeksännen suuruisina. Tämä edustaa ihmiskunnan nykyisen näkyvän maailmankaikkeuden reunaa - noin kaksikymmentäviisi miljardia kertaa vaaleampi kuin ihmisen normaali käsitys! Uskomatta, valtavat kaukoputket ovat piirustuspöydällä ja niitä rahoitetaan. Jalkapallokenttien kokoisilla valonkeräyspeileillä on mahdollista havaita esineitä kolmenkymmenennenkahdeksannella suuruudella! Arvellaan, että tämä saattaa viedä meidät luomisen koittoon!
Kun Vega edustaa lähtöpistettä suuruusluokkien määrittämisessä, jotain oli tehtävä myös kohteista, jotka olivat myös kirkkaampia. Kahdeksan tähteä, useita planeettoja, kuu ja aurinko (kaikki) ohittavat esimerkiksi Vegan. Koska suurempien lukujen käyttö vastasi paljain silmin näkemättömiä esineitä, näytti sopivalta, että nolla- ja negatiivisia lukuja voitaisiin käyttää vegaan kirkkaampia kohteita käytettäessä. Siksi Auringon sanotaan paistavan voimakkuudessa -26,8, täysikuu -12. Maapalloltamme nähtynä kirkkain tähti Sirius sai arvon -1,5.
Tämä järjestely on jatkunut, koska siinä yhdistyvät tarkkuus ja joustavuus kuvaamaan suurella tarkkuudella kaiken, mitä taivaissa näemme.
Tähtien kirkkaus voi kuitenkin johtaa harhaan. Jotkut tähdet näyttävät kirkkaammilta, koska ne ovat lähempänä maata, vapauttavat epätavallisen paljon energiaa tai niiden väri on silmämme havaittavissa suuremmalla tai pienemmällä herkkyydellä. Siksi tähtitieteilijöillä on myös erillinen järjestelmä, joka kuvaa tähtien kimallusta sen perusteella, kuinka ne näyttäisivät tavanomaiselta etäisyydeltä - noin 33 valovuotta - nimeltään ehdoton suuruus. Tämä poistaa tähden erottumisen vaikutukset planeettamme, sen luontaisen kirkkauden ja värin ilmeisestä suuruusyhtälöstä.
Tähtien absoluuttisen suuruuden laskemiseksi tähtitieteilijöiden on ensin ymmärrettävä sen todellinen etäisyys. On olemassa useita menetelmiä, jotka ovat osoittautuneet hyödyllisiksi, näistä parallaksista käytetään yleisimmin. Jos pidät sormea ylöspäin käsivarren pituudessa, siirrä sitten päätäsi sivulta toiselle, huomaat, että sormi näyttää siirtävän sijaintiaan suhteessa taustalla oleviin esineisiin. Tämä muutos on yksinkertainen esimerkki parallaksista. Astronomit käyttävät sitä tähtien etäisyyden mittaamiseen mittaamalla esineen sijaintia taustatähteitä vastaan, kun maa on kiertoradallaansa toisella puolella. Käyttämällä trigonometriaa, tähtitieteilijät voivat laskea kohteen etäisyyden. Kun tämä on ymmärretty, toisella laskelmalla voidaan arvioida sen näkyvä kirkkaus 33 valovuotta.
Seurauksena on uteliaita muutoksia suuruusmäärityksiin. Esimerkiksi aurinkomme absoluuttinen voimakkuus pienenee vain 4,83: iin. Alpha Centauri, yksi lähimmistä tähtinaapureistamme, on samanlainen absoluuttisen voimakkuuden ollessa 4,1. Mielenkiintoista on, että Rigel, kirkas, valkoinen-sininen tähti, joka edustaa metsästäjän oikeaa jalkaa Orionin tähdistössä, paistaa näennäisarvoltaan noin nolla, mutta absoluuttinen voimakkuus -7. Tämä tarkoittaa, että Rigel on kymmeniä tuhansia kertoja kirkkaampi kuin aurinko.
Tämä on yksi tapa, jolla tähtitieteilijät ovat oppineet tähten todellisesta luonteesta, vaikka ne ovatkin kaukana!
Galileo ei ollut viimeinen suuri italialainen tähtitieteilijä. Vaikka hän on kiistatta kuuluisin, moderni Italia on vilkas tuhansien sekä maailmanluokan ammattilaisten että lahjakkaiden amatööri-tähtitieteilijöiden kanssa, jotka ovat mukana tutkimassa ja valokuvaamassa maailmankaikkeutta. Esimerkiksi keskusteluun liittyvä upea kuva on tuottanut Giovanni Benintende kymmenen tuuman Ritchey-Chretien-kaukoputkella ja 3,5 megapikselin tähtitieteellisellä kameralla Sisilian tarkkailupaikastaan 23. syyskuuta 2006. Kuva kuvaa eteeristä sumua. , nimeltään Van den Bergh 152. Se on Cepheuksen tähdistön suuntaan, joka sijaitsee noin 1400 valovuoden päässä Maasta. Koska se paistaa vain vähäisessä määrin 20 (jota sinun pitäisi nyt pitää erittäin heikkona!), Giovanni kesti 3,5 tuntia valotusta tämän upean kohtauksen kaappaamiseen.
Pilven kauniin sävyn tuottaa loistava tähti lähellä yläosaa. Neulassa olevat mikroskooppiset pölyjyvät ovat riittävän pieniä heijastamaan lyhyempiä tähtivalon aallonpituuksia, jotka pyrkivät kohti värispektrin sinistä osaa. Pidemmät aallonpituudet, jotka ovat taipuvaisia kohti punaista, kulkevat yksinkertaisesti läpi. Tämä on myös analoginen syy siihen, että maalliset taivaamme ovat sinisiä. Silmiinpistävä taustavalo on erittäin todellinen ja johtuu galaksiamme yhdistetystä tähtivalosta!
Onko sinulla kuvia, jotka haluat jakaa? Lähetä he Space Space -lehden astrofotograafiafoorumille tai lähetä sähköpostia heille, ja meillä saattaa olla yksi Space Magazine -lehdessä.
Kirjoittanut R. Jay GaBany
