Pojdite na javno mesto, kjer se zberejo ljudje, na primer pločnik z urami urjenja v središču mesta ali nakupovalno središče ob koncu tedna in boste hitro opazili, da je vsak posameznik z različnimi lastnostmi, na primer glede na svojo višino, težo in izraz. Vsaka se razlikuje po velikosti, obliki, starosti in barvi. Obstaja tudi ena druga lastnost, ki je na prvi pogled takoj opazna - vsaka zvezda ima edinstven sijaj.
Že leta 120 pred našim štetjem so grški astronomi zvezde razvrstili v kategorije glede na njihov sijaj - prvi je to storil Hiparh. Čeprav o njegovem življenju vemo zelo malo, vseeno velja za enega najvplivnejših astronomov antike. Pred več kot dva tisoč leti je izračunal dolžino leta do 6,5 minut. Odkril je precesijo enakonočja, napovedal, kje in kdaj bodo prišli lunini in sončni mrki ter natančno izmeril razdaljo Zemlje do Lune. Hiparh je bil tudi oče trigonometrije in njegov katalog je narisal med 850-100 zvezdami, ki so jih prepoznali po položaju in jih razvrstili glede na svetlost z lestvico od ene do šeste. Najbolj bleščeče zvezde so bile opisane kot prve razsežnosti, tiste, ki so bile videti neopazno, pa so bile označene kot šeste. Njegove klasifikacije so temeljile na opažanjih s prostim očesom, zato je bila preprosta, a so jo pozneje vključili in razširili v Ptolomejevih Almagest ki je postal standard, ki se je uporabljal v naslednjih 1.400 letih. Kopernik, Kepler, Galileo, Newton in Halley so bili na primer vsi znani in so ga sprejeli.
Seveda v času Hiparha ni bilo daljnogleda ali teleskopov, potreben pa je lep pogled in dobri opazovalni pogoji, da lahko opazimo zvezde pri šesti magnitude. Svetlobno onesnaženje, ki je razširjeno v večini večjih mest in okoliških metropolitanskih krajih, danes omejuje gledanje šibkih predmetov na nočnem nebu. Na primer, opazovalci na mnogih primestnih lokacijah lahko vidijo le zvezde tretje do četrte magnitude - ob najboljših nočeh je lahko vidna peta magnituda. Čeprav se izguba ene ali dveh povečav ne zdi prav velika, upoštevajte, da se število vidnih zvezd hitro povečuje z vsakim premikom lestvice navzgor. Razlika med svetlo onesnaženim in temnim nebom je dih jemajoča!
Sredi 19. stoletja je tehnologija dosegla natančnost, da je bila stara metoda za merjenje svetlosti zvezda ovira za raziskave. Do takrat je v nabor instrumentov, ki se uporabljajo za preučevanje nebes, vključeval ne le teleskop, temveč spektroskop in kamero. Te naprave so prinesle ogromno izboljšave glede na ročno napisane opombe, skice okularjev in sklepanja, ki izhajajo iz spominov prejšnjih vizualnih opazovanj. Ker so teleskopi sposobni zbrati več svetlobe, ki jo človeško oko lahko zbere, je znanost že od prvih teleskopskih opazovanj Galilea vedela, da obstajajo zvezde, ki so bile veliko bližje, kot so ljudje domnevali, ko je bila skala magnitude izumljena. Zato je postajalo vse bolj sprejeto, da so bile dodelitve svetlosti, predane iz antike, preveč subjektivne. A astronomi so se namesto tega opustili, da so ga prilagodili tako, da so matematično razlikovali svetlost zvezd.
Norman Robert Pogson je bil britanski astronom, rojen v Nottinghamu v Angliji 23. marca 1829. Pogson je zgodaj razstavljal svoje zaplete s izračuni z izračunom orbitov dveh kometov, ko je bil star komaj 18. V svoji karieri astronoma v Oxfordu in kasneje v Indiji je odkril osem asteroidov in enaindvajset spremenljivih zvezd. Toda njegov najpomembnejši prispevek k znanosti je bil sistem določanja količinsko natančne zvezdne svetlosti. Pogson je prvi opazil, da so zvezde prve magnitude približno stokrat svetlejše kot zvezde šeste magnitude. Leta 1856 je predlagal, da bi to morali sprejeti kot nov standard, tako da bi vsak padec obsega zmanjšal vrednost prejšnjega na stopnjo, ki je enaka petemu korenu 100 ali približno 2.512. Pogson, Aldebaran in Altair so Pogsona določili z magnitudo 2,0, vse druge zvezde pa so v tem sistemu primerjale s temi in od treh, Polaris je bil referenčna zvezda. Na žalost so astronomi kasneje odkrili, da je Polaris rahlo spremenljiv, zato so Vegovo briljantnost nadomestili kot osnovo svetlosti. Seveda je treba vedeti, da je bila Vega od takrat nadomeščena z bolj zapleteno matematično ničelno točko.
Dodeljevanje vrednosti intenzivnosti zvezd med prvo in šesto stopnjo magnitude je temeljilo na takrat prevladujočem prepričanju, da je oko zaznavalo razlike v svetlosti na logaritmični lestvici - znanstveniki so takrat verjeli, da veličina zvezde ni neposredno sorazmerna dejanska količina energije, ki jo je oko prejelo. Predvidevali so, da se zdi zvezda z magnitudo 4 na pol poti med svetlostjo zvezde z magnitudo 3 in eno z magnitudo 5. Zdaj vemo, da to ni res. Očutljivost očesa ni ravno logaritmična - sledi krivulji Stevenovega zakona o moči.
Ne glede na to je Pogsonovo razmerje postalo standardna metoda dodeljevanja magnitud, ki temeljijo na očitni svetlosti zvezd, vidnih z Zemlje in sčasoma, ko so se instrumenti izboljševali, so astronomi lahko še bolj izpopolnili svoje poimenovanje, tako da so postale možne tudi delne veličine.
Kot je bilo že omenjeno, je bilo znano, da je vesolje napolnjeno z zvezdami, ki jih je oko, od kar je Galileo spoznal, lahko zaznalo. V zvezkih velikega astronoma je polno referenc na zvezde sedme in osme magnitude, ki jih je odkril. Pogsonovo razmerje je tako razširilo tudi tiste, ki so bili manjši od šeste magnitude. Na primer, nemoteno oko ima dostop do približno 6000 zvezd (le malo ljudi jih kdaj opazi zaradi nočnega pohotnega sijaja in potrebe po opazovanju v obdobju nekaj mesecev od ekvatorja). Navadni daljnogledi 10X50 bodo povečali oprijem svetlobe za približno petdesetkrat, število vidnih zvezd povečali na približno 50.000 in opazovalcu omogočili opazovanje objektov devete veličine. Skromen šest palčni teleskop bo še bolj povečal vid, tako da bo razkril zvezde do dvanajste razsežnosti - to je približno 475 slabših, kot lahko zazna oko. Približno 60.000 nebesnih tarč je opaziti s takšnim instrumentom.
Veliki 200-palčni teleskop Hale na gori Palomar, dolg največji teleskop na Zemlji, dokler ga novi instrumenti niso presegli v zadnjih dvajsetih letih, bi lahko vidno pokukal do dvajsete razsežnosti - to je približno milijon krat slabše od vida brez pomoči. Na žalost tudi ta teleskop ni opremljen za neposredno opazovanje - ni bil opremljen z držalom za okularje in je tako kot vsak drugi velik teleskop danes v bistvu velikanski objektiv kamere. Vesoljski teleskop Hubble na nizki zemeljski orbiti lahko fotografira zvezde z enaindvajseto magnitudo. To predstavlja sedanji rob vidnega Vesolja za človeštvo - približno petindvajset milijard krat slabši od običajnega človeškega dojemanja! Neverjetno, ogromni teleskopi so na risalni plošči in se financirajo, z lahkim zbiranjem zrcalijo velikost nogometnih igrišč, ki bodo omogočala ogled predmetov pri osemindvajseti veličini! Špekulira, da nas to lahko popelje do samega zore stvaritve!
Z Vego, ki predstavlja izhodišče za določanje velikosti, je bilo treba nekaj storiti tudi s svetlejšimi predmeti. Na primer, osem zvezd, več planetov, Luna in Sonce (vse) zasenčijo Vego. Ker je bila uporaba večjih številk posledica predmetov, ki so bolj goli kot s prostim očesom, se je zdelo primerno, da se lahko uporabijo ničelne in negativne številke za tiste, ki so svetlejše od Vege. Zato naj bi Sonce sijalo z magnitudo -26,8, polna Luna pa na -12. Sirius, najsvetlejša zvezda, videna z našega planeta, je dobila magnitudo -1,5.
Ta ureditev je obstojna, saj združuje natančnost in prilagodljivost, da z veliko natančnostjo opiše navidezno svetlost vsega, kar lahko vidimo v nebesih.
Vendar je sijaj zvezd lahko zavajajoče. Nekatere zvezde se zdijo svetlejše, ker so bližje Zemlji, sproščajo nenavadno velike količine energije ali imajo barvo, ki jo naše oči zaznavajo z večjo ali manjšo občutljivostjo. Zato imajo astronomi tudi ločen sistem, ki opisuje iskrišče zvezd, in sicer glede na to, kako bi se pojavile s standardne razdalje - približno 33 svetlobnih let - imenovane absolutne magnitude. To odstrani učinke ločitve zvezde od našega planeta, njeno notranjo svetlost in barvo iz enačbe navidezne magnitude.
Da bi ugotovili absolutno veličino zvezde, morajo astronomi najprej razumeti njeno dejansko razdaljo. Obstaja več metod, ki so se izkazale za koristne, od teh se paralaksa najpogosteje uporablja. Če držite prst navzgor pri dolžini rok, nato pa premikajte glavo od strani do strani, boste opazili, da prst kaže, da premika svoj položaj glede na predmete v ozadju. Ta premik je preprost primer paralakse. Astronomi ga uporabljajo za merjenje zvezdnih razdalj z merjenjem položaja predmeta proti zvezdam v ozadju, ko je Zemlja na eni strani svoje orbite v primerjavi z drugo. Z uporabo trigonometrije lahko astronomi izračunajo razdaljo predmeta. Ko to razumemo, lahko drugi izračun oceni njegovo navidezno svetlost pri 33 svetlobnih letih.
Posledica so radovedne spremembe dodelitve velikosti. Na primer, naša absolutna magnituda se zmanjša na samo 4,83. Alpha Centauri, eden naših najbližjih zvezdnih sosedov, je podoben z absolutno magnitudo 4,1. Zanimivo je, da Rigel, svetla, belo-modra zvezda, ki predstavlja desno nogo lovca v ozvezdju Oriona, sveti z navidezno magnitudo okoli nič, vendar absolutne magnitude -7. To pomeni, da je Rigel več deset tisočkrat svetlejši od našega Sonca.
To je en način, kako so astronomi spoznali resnično naravo zvezd, čeprav so zelo oddaljene!
Galileo ni bil zadnji veliki italijanski astronom. Čeprav je verjetno najbolj znan, sodobna Italija prekipeva s tisoči profesionalnih in nadarjenih ljubiteljskih astronomov, ki sodelujejo pri raziskovanju in fotografiranju vesolja. Na primer, veličastno sliko, ki spremlja to razpravo, je ustvaril Giovanni Benintende z deset palčnim teleskopom Ritchey-Chretien in astronomsko kamero s 3,5 milijona slikovnih pik s svojega opazovalnega mesta na Siciliji 23. septembra 2006. Slika prikazuje eterično meglico , imenovan Van den Bergh 152. V smeri ozvezdja Cefej, ki se nahaja približno 1400 svetlobnih let od Zemlje. Ker sveti le z slabih magnitud 20 (kar bi zdaj morali ceniti, da je izredno slaboviden!), Je Giovanni potreboval 3,5 ure izpostavljenosti, da je ujel ta čudovit prizor.
Lep odtenek oblaka ustvari sijajna zvezda, blizu vrha. Mikroskopska zrna prahu znotraj meglice je dovolj majhna, da odraža krajše valovne dolžine zvezdne svetlobe, ki se nagibajo k modrem delu barvnega spektra. Daljše valovne dolžine, ki se nagibajo k rdeči, preprosto preidejo skozi. To je tudi analogno vzroku, da je naše zemeljsko nebo modro. Osupljiv učinek osvetlitve je zelo dejanski in izhaja iz kombinirane zvezdne svetlobe naše Galaksije!
Imate fotografije, ki jih želite deliti? Objavite jih na astrofotografskem forumu Space Magazine ali jih pošljite po e-pošti, morda pa jih bomo našli tudi v Space Magazinu.
Spisal R. Jay GaBany
