Отидете на обществено място, където хората се събират, като тротоар с часове в час пик в центъра на града или търговски център през уикенда и бързо ще забележите, че всеки човек е индивид с разнообразни характеристики въз основа на височината, теглото и изражението си, например. Всяка от тях е различна по размер, форма, възраст и цвят. Има и още една черта, която веднага се забелязва на пръв поглед - всяка звезда има уникален блясък.
Още през 120 г. пр.н.е., гръцките астрономи класираха звездите в категории според тяхното великолепие - първият, който направи това, беше Хипарх. Въпреки че знаем много малко за живота му, той все пак се смята за един от най-влиятелните астрономи на древността. Преди повече от две хиляди години той изчисли продължителността на една година до 6,5 минути. Той откри прецесията на равноденствията, прогнозира къде и кога и лунните, и слънчевите затъмнения и прецизно измерва разстоянието от Земята до Луната. Хипарх също е баща на тригонометрията и неговият каталог наброява между 850-100 звезди, идентифицирани всяка по позиция и ги класира според тяхната яркост с мащаб, вариращ от една до шест. Най-ослепителните звезди бяха описани като първа величина, а онези, които изглеждаха най-слаби на окото, бяха определени като шести. Класификациите му се основаваха на наблюдения с просто око, следователно бяха прости, но по-късно бяха включени и разширени в Птоломи Almagest което стана стандарт, използван за следващите 1400 години. Коперник, Кеплер, Галилео, Нютон и Халей всички бяха познати и го приеха например.
Разбира се, по времето на Хипарх не е имало бинокъл или телескопи и за да се забелязват звезди с шеста величина, са необходими зрително зрение и добри условия за наблюдение. Лекото замърсяване, което е широко разпространено в повечето големи градове и околните метрополиси, поставя днес ограничения за гледане на слаби предмети в нощното небе. Например, наблюдатели в много крайградски места могат да видят само звезди от трета до четвърта величина - в най-добрите нощи може да се вижда петата величина. Въпреки че загубата на една или две величини не изглежда много, помислете, че броят на видимите звезди бързо нараства с всяко движение нагоре по скалата. Разликата между светло замърсено небе и тъмно небе е спираща дъха!
Към средата на 19-ти век технологията е достигнала точност, че старият метод за измерване на яркостта на звездите чрез приближение е пречка за изследванията. Към този момент масивът от инструменти, използвани за изследване на небесата, включваше не само телескоп, но спектроскоп и камера. Тези устройства осигуриха огромно подобрение в сравнение с ръчно написани бележки, скици на окуляр и изводи, извлечени от спомените от предишни визуални наблюдения. Освен това, тъй като телескопите са способни да събират повече светлина, която човешкото око може да събере, науката е знаела още от първите телескопични наблюдения на Галилей, че има звезди, много по-бедни, отколкото хората са подозирали, когато е създадена скалата на магнитуда. Следователно става все по-прието, че задачите за яркост, предадени от Античността, са твърде субективни. Но вместо да го изоставят, астрономите избраха да го коригират, като диференцират яркостта на звездите математически.
Норман Робърт Погсън е британски астроном, роден в Нотингам, Англия на 23 март 1829 г. Погсън проявява умението си със сложни изчисления в ранна възраст, като изчислява орбитите на две комети по времето, когато е само на 18. По време на кариерата си на астроном в Оксфорд и по-късно в Индия той откри осем астероида и двадесет и една променлива звезди. Но неговият най-запомнящ се принос за науката беше система за определяне на количествената точност на звездна яркост. Погсън беше първият, който забеляза, че звезди от първа величина са около сто пъти по-ярки от звездите от шеста величина. През 1856 г. той предлага това да се приеме като нов стандарт, така че всеки спад на величината да намалява стойността на предходния при скорост, равна на петия корен от 100 или около 2,512. Поларис, Алдебаран и Алтаир бяха определени с магнитуд 2,0 от Погсън и всички други звезди бяха сравнени с тези в неговата система и от трите, Поларис беше референтната звезда. За съжаление, астрономите по-късно откриха, че Polaris е леко променлив, така че заместиха блясъка на Vega като основна линия за яркост. Разбира се, трябва да се отбележи, че оттогава Вега е заменена с по-сложна математическа нулева точка.
Присвояването на стойност на интензивността на звездите между първото и шестото ниво на магнитуд се основаваше на тогавашното, преобладаващо убеждение, че окото усеща разликите в яркостта по логаритмична скала - учените по това време смятат, че величината на звездата не е пряко пропорционална действително количество енергия, което е получило окото. Те предположиха, че звезда с магнитуд 4 ще изглежда на половината между яркостта на звезда с магнитуд 3 и една с магнитуд 5. Вече знаем, че това не е вярно. Чувствителността на окото не е точно логаритмична - следва кривата на Закона за мощността на Стивън.
Независимо от това, съотношението на Погсон стана стандартният метод за присвояване на величини, основан на явната яркост на звезди, гледани от Земята и с течение на времето, като инструментите се подобриха, астрономите бяха в състояние да прецизират обозначенията си, така че да станат възможни и дробните величини.
Както беше споменато по-горе, от времето на Галилей беше известно, че Вселената е изпълнена със звезди по-бледи, отколкото самото око можеше да възприеме. Бележниците на великия астроном са пълни с препратки към звезди от седма и осма величина, които той откри. Така съотношението на Погсон беше разширено, за да обхване и тези, които бяха по-тъмни от шеста величина. Например, неподправеното око има достъп до около 6000 звезди (но малко хора някога виждат това много поради нощно лукаво сияние и нуждата да се наблюдават за период от месеци от екватора). Обикновеният 10X50 бинокъл ще увеличи светлината на окото около петдесет пъти, ще разшири броя на видимите звезди до около 50 000 и ще даде възможност на наблюдателя да забележи обекти от девета величина. Скромният шест инчов телескоп ще увеличи зрението още повече, като разкрие звезди до дванадесетата величина - това е около 475 по-слабо, отколкото неоткритото око може да открие. Приблизително 60 000 небесни цели се наблюдават с инструмент като този.
Страхотният 200-инчов телескоп Хейл на планината Паломар, дълъг най-големият телескоп на Земята, докато нови инструменти го надминат през последните двадесет години, може да предложи визуални надничания до двадесетата величина - това е около милион пъти по-бледо от неопомощното зрение. За съжаление, този телескоп не е оборудван за директно наблюдение - не е снабден с държач на окуляри и, както всеки друг голям телескоп днес, това е по същество гигантски обектив на камерата. Космическият телескоп Хъбъл в ниска земна орбита може да снима звезди с двадесет и девета величина. Това представлява сегашния ръб на видимата Вселена на човечеството - около двадесет и пет милиарда пъти по-слаб от нормалното човешко възприятие! Невероятно е, че огромни телескопи са на чертожната дъска и се финансират, като светлината се събира огледала с размерите на футболните игрища, които ще дадат възможност за наблюдение на обекти с тридесет и осма величина! Спекулира се, че това може да ни отведе до самата зора на създаването!
С Вега, представляваща отправна точка за определяне на величините, трябваше да се направи нещо и с по-ярки предмети. Осем звезди, няколко планети, Луната и Слънцето (всички) засенчват Вега, например. Тъй като използването на по-големи числа се дължеше на обекти с по-бледо око, изглеждаше подходящо, че нулевите и отрицателните числа могат да бъдат използвани за приемане на онези, които са по-ярки от Вега. Следователно се казва, че Слънцето свети с магнитуд -26,8, а пълнолунието на -12. Сириус, най-ярката звезда, наблюдавана от нашата планета, получи магнитуд -1,5.
Това подреждане се запазва, защото съчетава точност и гъвкавост, за да опише с голяма точност явната яркост на всичко, което можем да видим на небесата.
Блясъкът на звездите обаче може да бъде измамен. Някои звезди изглеждат по-ярки, защото са по-близо до Земята, отделят необичайно големи количества енергия или имат цвят, който очите ни възприемат с по-голяма или по-малка чувствителност. Следователно астрономите също имат отделна система, която описва искрицата на звездите въз основа на това как биха се появили от стандартно разстояние - около 33 светлинни години - наречена абсолютна величина. Това премахва ефектите на отделянето на звездата от нашата планета, нейната вътрешна яркост и цвета й от уравнението на видимата величина.
За да изведат абсолютната величина на звездата, астрономите първо трябва да разберат нейното действително разстояние. Има няколко метода, които са се оказали полезни, като тези паралакси са най-често използваните. Ако държите пръст нагоре на дължина на ръцете, след това преместете главата си отстрани и ще забележите, че пръстът изглежда се измества в положението си спрямо обекти на заден план. Това изместване е прост пример за паралакс. Астрономите го използват за измерване на звездни разстояния, като измерват положението на обект спрямо фоновите звезди, когато Земята е от едната страна на орбитата си спрямо другата. Прилагайки тригонометрия, астрономите могат да изчислят разстоянието на обекта. След като това се разбере, друго изчисление може да прецени видимата му яркост при 33 светлинни години.
Резултатът е любопитни промени в заданията за величина. Например абсолютната величина на нашето Слънце се свива до само 4,83. Алфа Кентавър, един от най-близките ни звездни съседи, е подобен с абсолютна величина 4,1. Интересното е, че Ригел, ярката, бяло-синя звезда, която представлява десния крак на ловеца в съзвездието Орион, свети с видима величина около нула, но с абсолютна величина от -7. Това означава, че Ригел е десетки хиляди пъти по-ярък от нашето Слънце.
Това е един от начините астрономите да научат за истинската природа на звездите, въпреки че те са много отдалечени!
Галилей не беше последният голям италиански астроном. Въпреки, че той е може би най-известният, съвременна Италия е оживена с хиляди професионални и талантливи астрономи от световна класа, които участват в изследването и фотографирането на Вселената. Например великолепната картина, която придружава тази дискусия, е създадена от Джовани Бенинтенд с десет-инчов телескоп Ритхи-Кретиен и 3,5-мегапикселова астрономическа камера от наблюдателния му обект в Сицилия на 23 септември 2006 г. Изображението представя ефирна мъглявина , обозначен като Van den Bergh 152. То е в посока на съзвездието Цефей, разположено на около 1400 светлинни години от Земята. Тъй като той свети само при слаба магнитуд 20 (която сега трябва да оцените като изключително слаба!), На Джованни бяха необходими 3,5 часа експозиция, за да заснеме тази чудна сцена.
Красивият оттенък на облака се създава от блестящата звезда, близо до върха. Микроскопичните прахови зърна в мъглявината са достатъчно малки, за да отразяват по-късите дължини на вълната на звездната светлина, които се стремят към синята част на цветовия спектър. По-дългите дължини на вълната, които са склонни към червено, просто преминават през. Това също е аналогично на причината, че земното ни небе е синьо. Удивителният ефект на подсветката е много реален и идва от комбинираната звездна светлина на нашата Галактика!
Имате ли снимки, които искате да споделите? Публикувайте ги във форума за астрофотография на Space Magazine или им изпратете имейл, а ние може да го представим в Space Magazine.
Написано от Р. Джей Габани
