Идите на јавно место где се окупљају људи, као што је тротоар у јутарњим сатима или тржни центар за викенд и брзо ћете приметити да је свака особа индивидуа са разним карактеристикама, на пример на њиховој висини, тежини и нахођењу. Свака се разликује по величини, облику, старости и боји. Постоји још једна особина која се на први поглед примећује - свака звезда има јединствен сјај.
Већ 120. године пре нове ере, грчки астрономи су рангирали звезде у категорије према њиховом сјају - први то је учинио Хипарх. Иако о његовом животу знамо врло мало, он се ипак сматра једним од најутицајнијих астронома Антике. Пре више од две хиљаде година, израчунао је трајање од једне године до 6,5 минута. Открио је прецесију еквиноција, предвидио где и када ће бити помрачења Луне и Сунца и прецизно је измерио удаљеност од Земље до Месеца. Хипарх је такође био отац тригонометрије и његов каталог је приказао између 850-100 звезда, идентификованих по положају и сврстао их према њиховој светлини, са скалом од један до шест. Најлепше звезде су описане као прве величине, а оне које су се чиниле најнеповидљивијим за немоћно око, означене су као шесте. Његове класификације заснивале су се на опажањима голим оком, дакле биле су једноставне, али су касније уграђене и проширене у Птоломејевим Алмагест који је постао стандард који се користио у наредних 1.400 година. Коперник, Кеплер, Галилео, Њутн и Халлеи били су познати, и прихватили су га, на пример.
Наравно, у време Хипарха није било двоглера или телескопа и потребно је оштар вид и добре услове посматрања да би опазили звезде на шестој магнитуде. Светлосно загађење које је прошириво у већини великих градова и околних метропола данас ограничава гледање слабих објеката на ноћном небу. На пример, посматрачи на многим приградским локацијама могу видети само звезде треће до четврте магнитуде - у најбољим ноћима, пета магнитуде може бити видљива. Иако се губитак једне или две величине не чини много, узмите у обзир да се број видљивих звезда брзо повећава сваким кретањем на скали. Разлика између нега загађеног светлошћу и тамног неба задивљује!
Средином 19. века технологија је достигла тачност да је стари метод оцењивања звездасте светлости апроксимацијом представљао препреку истраживању. У то време низ инструмената који се користе за проучавање неба укључивао је не само телескоп, већ и спектроскоп и камеру. Ови уређаји су омогућили велико побољшање у односу на ручно написане белешке, скице окулара и закључке изведене из сећања на претходна визуелна запажања. Поред тога, будући да су телескопи способни да прикупе више светлости које људско око може да прикупи, наука је знала, од Галилеових првих телескопских опажања, да су биле звезде много слабије него што су људи сумњали када је скала магнитуде била измишљена. Стога је постајало све више прихваћено да су задаци ведрине предати из антике превише субјективни. Али уместо да је напусте, астрономи су одлучили да је прилагоде тако што су математички диференцирали светлину звезда.
Норман Роберт Погсон био је британски астроном рођен у Ноттингхаму, у Енглеској, 23. марта 1829. Погсон је своју раглуку испољавао сложеним прорачунима у раној младости рачунајући орбите два комета у времену док је имао само 18 година. Током каријере астронома у Окфорду и касније у Индији открио је осам астероида и двадесет и једну променљиву звезду. Али његов најзначајнији допринос науци био је систем додељивања прецизне звездасте светлости количински. Погсон је био први који је приметио да су звезде прве величине биле стотину пута сјајније од звезда шесте величине. 1856. предложио је да ово треба прихватити као нови стандард, тако да би сваки пад величине смањио вредност претходног на стопу која је једнака петом корјену од 100 или око 2.512. Поларис, Алдебаран и Алтаир су Погсон-ове означиле јачину 2,0, а све остале звезде су упоређене са овим у његовом систему и од три, Поларис је била референтна звезда. Нажалост, астрономи су касније открили да је Поларис незнатно променљив, па су Вегину бриљантност заменили као основну линију за светлост. Наравно, треба напоменути да је Вега од тада замењена сложенијом математичком нулту тачку.
Додјељивање вриједности интензитета звијездама између првог и шестог нивоа магнитуде темељило се на, тада, превладавајућем увјерењу да је око осјетило разлике у свјетлини на логаритамској скали - научници су у то вријеме вјеровали да величина звијезде није директно пропорционална стварна количина енергије коју је око примило. Претпоставили су да ће се звезда магнитуде 4 чинити на пола пута између сјаја звезде магнитуде 3 и једне величине 5. Сада знамо да то није тачно. Осетљивост ока није баш логаритамска - она следи Стевенову кривуљу закона моћи.
Без обзира на то, Погсонов однос постао је стандардна метода додељивања величине која се заснивала на привидној светлости звезда виђених са Земље и временом, како су се инструменти побољшавали, астрономи су могли даље да усавршавају своје ознаке тако да су и фракцијске величине биле могуће.
Као што је раније споменуто, било је познато да је Универзум испуњен звездама ближе него што је око могло да опази још од времена Галилеја. Бележнице великог астронома пуне су референце звезда седме и осме величине које је открио. Тако је Погсонов омјер проширен и да обухвати оне који су били затамњени и од шестог степена. На пример, непомоћно око има приступ око 6.000 звезда (али мало људи их икада види због ноћног лукавог сјаја и потребе да се посматра током месеца од екватора). Обични двоглед величине 10Кс50 повећаће привид светлости за око око педесет пута, повећаће број звезда које се могу видети на око 50 000 и омогућити ће посматрачу да уочи објекте девете величине. Скромни шестоинчни телескоп још више ће повећати вид откривањем звезда до дванаесте величине - што је око 475 слабије него што једно око не може открити. Отприлике 60.000 небеских мета може се посматрати помоћу овог инструмента.
Велики 200-инчни телескоп Хале на планини Паломар, дугачак највећи телескоп на Земљи док га нови инструменти нису надмашили у последњих двадесет година, могао би да пружи визуелни поглед до двадесете величине - што је око милион пута слабије него непомажена визија. На жалост, овај телескоп није опремљен за директно посматрање - није дошао са носачем окулара и, као и сваки други велики телескоп данас, то је у основи гигантски објектив фотоапарата. Свемирски телескоп Хуббле, у орбити ниске Земље, може фотографирати звезде са двадесет деветом магнитуде. Ово представља тренутну ивицу човечанства видљивог Универзума - око двадесет и пет милијарди пута слабије од нормалне људске перцепције! Невероватно, огромни телескопи су на табли за цртање и финансирају се, при чему се светлосно окупљање огледа у величини фудбалских игралишта, што ће омогућити уочавање објеката са тридесет осме величине! Спекулише се да би нас ово могло одвести до саме зоре стварања!
Са Вегом која је почетна тачка за одређивање величине, требало је нешто учинити и са светлијим предметима. На примјер, осам звијезда, неколико планета, Мјесец и Сунце (све) засјењују Вегу. Будући да је употреба већег броја чинила објекте слабијег од голу ока, чинило се прикладним да се нула и негативни бројеви могу користити за узимање оних који су светлији од Веге. Због тога се каже да сунце сија магнитудом -26,8, а пун Месец на -12. Сириус, најсјајнија звезда виђена са наше планете, добио је магнитуде -1,5.
Овакав аранжман је истрајан јер комбинује тачност и флексибилност да би се прецизно описала привидна светлост свега што можемо видети на небесима.
Међутим, сјај звезда може завести. Неке звезде изгледају сјајније јер су ближе Земљи, ослобађају необично велике количине енергије или имају боју коју наше очи опажају са већом или мањом осетљивошћу. Због тога астрономи такође имају посебан систем који описује сјај звезда на основу тога како би се оне појавиле са стандардне даљине - око 33 светлосне године - назване апсолутном величином. Овим се уклањају ефекти раздвајања звезде од наше планете, њене унутрашње светлине и њене боје из једначине привидне величине.
Да би закључили апсолутну величину звезде, астрономи морају прво да схвате њену стварну удаљеност. Неколико је метода које су се показале корисним, од којих се паралакса најчешће користи. Ако држите прст према горе у дужини руку, а затим померите главу са стране на страну, приметићете да се чини да прст помера свој положај у односу на предмете у позадини. Овај помак је једноставан пример паралаксе. Астрономи га користе за мерење звезданих растојања мерењем положаја објекта у односу на звезде у позадини када је Земља на једној страни своје орбите у односу на другу. Примјеном тригонометрије астрономи могу израчунати удаљеност објекта. Једном када се ово схвати, други прорачун може процијенити његову привидну свјетлину на 33 свјетлосне године.
Резултат је радозналих промена у додељивању величине. На пример, апсолутна величина нашег Сунца смањује се на само 4,83. Алпха Центаури, један од наших најближих звјезданих сусједа, сличан је апсолутном магнитуду од 4,1. Занимљиво је да Ригел, светла, плаво-бела звезда која представља десну ногу ловца у сазвежђу Орион, блиста привидном магнитуде од око нуле, али апсолутном магнитуде -7. То значи да је Ригел десетинама хиљада пута светлији од нашег Сунца.
Ово је један начин на који су астрономи научили о правој природи звезда иако су веома удаљене!
Галилео није био последњи велики италијански астроном. Иако је он најпознатији, модерна Италија обилује хиљадама професионалних и надарених астронома астролога светске класе који су укључени у истраживање и фотографисање Универзума. На пример, величанствену слику која прати ову дискусију приредио је Гиованни Бенинтенде са 10-инчним телескопом Ритцхеи-Цхретиен и астрономском камером од 3,5 мегапиксела са свог посматрачког места на Сицилији 23. септембра 2006. Слика приказује етеријску маглу , означено Ван ден Бергх 152. У правцу је сазвежђа Кефе, смештеног око 1400 светлосних година од Земље. Будући да блиста само слабом магнитуде 20 (коју бисте сада требали ценити као изузетно слабу!), Гиованнију је било потребно 3,5 сата излагања да би снимио овај чудесан призор.
Облачно лепе нијансе производи сјајна звезда, близу врха. Микроскопска зрнца прашине у магли су довољно мала да одражавају краће таласне дужине звездине светлости, које се крећу према плавом делу спектра боја. Дуже таласне дужине, које теже ка црвеној боји, једноставно пролазе. То је такође аналогно ономе због чега су наша земаљска неба плава. Упечатљиви ефекат позадинског осветљења је врло стваран и долази од комбинованог звездиног светла наше Галаксије!
Имате ли фотографије које желите да делите? Пошаљите их на астрофотографски форум Спаце Магазине или их пошаљите е-поштом, а можда ћемо их наћи и у Спаце Магазине.
Написао Р. Јаи ГаБани
