Gå til et offentlig sted der folk samles, for eksempel en rushtid fortau sentrum eller et kjøpesenter i helgen, og du vil raskt legge merke til at hver person er et individ med forskjellige egenskaper basert på deres høyde, vekt og ansikt. Hver av dem er forskjellige etter størrelse, form, alder og farge. Det er også en annen egenskap som umiddelbart merkes ved første øyekast - hver stjerne har en unik glans.
Så tidlig som i 120 f.kr. rangerte de greske astronomene stjernene i kategorier i henhold til deres prakt - den første som gjorde dette var Hipparchus. Selv om vi vet veldig lite om livet hans, er han likevel ansett som en av de mest innflytelsesrike astronomene i antikken. For over to tusen år siden beregnet han lengden på et år til i løpet av 6,5 minutter. Han oppdaget jevnaldenes presesjon, spådde hvor og når både månens og solformørkelsene var, og målte nøyaktig avstanden fra Jorden til Månen. Hipparchus var også far til trigonometri og katalogen hans kartla mellom 850-100 stjerner, identifiserte hver etter posisjon og rangerte dem etter deres lysstyrke med en skala fra en til seks. De mest blendende stjernene ble beskrevet som første størrelsesorden, og de som virket svakest for det blotte øye ble betegnet som sjette. Klassifiseringene hans var basert på observasjoner med blotte øye, derfor var det enkelt, men det ble senere innarbeidet og forstørret i Ptolomys Almagest som ble standarden som ble brukt de neste 1400 årene. Copernicus, Kepler, Galileo, Newton og Halley var alle kjent og aksepterte det for eksempel.
Selvfølgelig var det ingen kikkert eller teleskoper i tiden for Hipparchus, og det tar skarpt syn og gode observasjonsforhold for å skille stjerner i sjette størrelsesorden. Lysforurensning som er gjennomgripende i de fleste større byer og omkringliggende storbyområder, setter begrensninger for å se svake gjenstander på nattehimmelen i dag. For eksempel kan observatører i mange forstadsområder bare se stjerner fra tredje til fjerde størrelse - på de aller beste nettene kan femte størrelse være synlig. Selv om tapet av en eller to størrelser ikke virker så mye, må du tenke på at antallet synlige stjerner raskt øker med hver bevegelse oppover skalaen. Forskjellen mellom en lys forurenset himmel og en mørk himmel er fantastisk!
Ved midten av 1800-tallet hadde teknologien nådd et presisjonspunkt at den gamle metoden for å måle stjerners lysstyrke ved tilnærming var et hinder for forskning. På dette tidspunktet omfattet rekken av instrumenter som ble brukt til å studere himmelen ikke bare et teleskop, men et spektroskop og et kamera. Disse enhetene ga en enorm forbedring i forhold til håndskrevne notater, okularskisser og konklusjoner trukket fra erindringene fra tidligere visuelle observasjoner. I tillegg, siden teleskoper er i stand til å samle mer lys som det menneskelige øye kan mønstre, hadde vitenskapen visst, siden Galileos første teleskopiske observasjoner, at det var stjerner mye svakere enn folk hadde mistenkt da størrelsesskalaen ble oppfunnet. Derfor ble det stadig mer akseptert at lysstyrkeoppdragene som ble gitt ut fra antikken var for subjektive. Men i stedet for å forlate det, valgte astronomer å justere det ved å skille stjernelysstyrken matematisk.
Norman Robert Pogson var en britisk astronom født i Nottingham, England 23. mars 1829. Pogson viste sin dyktighet med komplekse beregninger i en tidlig alder ved å beregne omløpene til to kometer da han bare var 18 år. I løpet av sin karriere som astronom i Oxford og senere i India, oppdaget han åtte asteroider og enogtyve variable stjerner. Men hans mest minneverdige bidrag til vitenskapen var et system for å tildele nøyaktig stjernelysstyrke kvantifiserbart. Pogson var den første som la merke til at stjerner i den første størrelsesorden var omtrent hundre ganger så lyse som stjerner av sjette styrke. I 1856 foreslo han at dette skulle aksepteres som en ny standard, slik at hver nedgang i størrelsesorden ville redusere verdien av det forrige med en hastighet som tilsvarer den femte roten på 100 eller omtrent 2,512. Polaris, Aldebaran og Altair ble utpekt til styrke 2,0 av Pogson, og alle andre stjerner ble sammenlignet med disse i hans system, og av de tre var Polaris referansestjerne. Dessverre oppdaget astronomer senere at Polaris er litt variabel, så de erstattet Vegas glans som grunnlinjen for lysstyrke. Selvfølgelig skal det bemerkes at Vega siden har blitt erstattet med et mer komplisert matematisk nullpunkt.
Tildeling av en intensitetsverdi til stjerner mellom det første og det sjette størrelsesnivået var basert på den da utbredte troen på at øyet følte forskjeller i lysstyrke på en logaritmisk skala - forskere trodde på den tiden at en stjernes størrelse ikke var direkte proporsjonal med faktisk mengde energi øyet fikk. De antok at en stjerne i størrelsesorden 4 ser ut til å være halvveis mellom lysstyrken til en stjerne i styrke 3 og en i styrke 5. Vi vet nå at dette ikke stemmer. Øyets følsomhet er ikke akkurat logaritmisk - det følger Steven's Power Law-kurve.
Uansett ble Pogson Ratio den vanlige metoden for å tilordne størrelser basert på den tilsynelatende lysstyrken til stjerner sett fra Jorden og over tid, etter hvert som instrumenter ble bedre, kunne astronomer videreutvikle betegnelsene slik at brøkdelstørrelser også ble mulig.
Som tidligere nevnt, hadde det vært kjent at universet var fylt med svakere stjerner enn øyet alene kunne oppfatte siden Galileos tid. Den store astronomens notatbøker er fulle av referanser til syvende og åttende størrelsesstjerner som han oppdaget. Så Pogson Ratio ble utvidet til å omfatte også de som var svakere enn sjette størrelse. For eksempel har det ikke-støttede øyet tilgang til rundt 6000 stjerner (men få mennesker ser noensinne dette mange på grunn av nattslynge glød og behovet for å observere over en periode på måneder fra ekvator). Vanlige kikkert 10X50 vil øke øyets lysgrep med omtrent femti ganger, utvide antall synlige stjerner til rundt 50 000 og gjøre det mulig for observatøren å oppdage niende størrelsesobjekter. Et beskjedent seks-tommers teleskop vil øke synet enda mer ved å avsløre stjerner ned til den tolvte størrelsesorden - det er omtrent 475 svakere enn det uhjelpte øye kan oppdage. Cirka 60 000 himmelmål kan observeres med et instrument som dette.
Det store 200-tommers Hale-teleskopet på Mount Palomar, lenge det største teleskopet på jorden til nye instrumenter overgikk det de siste tjue årene, kunne tilby visuelle kikk ned til den tjuende størrelsesorden - det er omtrent en million ganger svakere enn uassistert visjon. Dessverre er dette teleskopet ikke utstyrt for direkte observasjon - det kom ikke med en okularholder, og som alle andre store teleskoper i dag, er det egentlig et gigantisk kameralins. Hubble-romteleskopet, i lav jordbane, kan fotografere stjerner i den tjuende-niende størrelsen. Dette representerer menneskets nåværende kant av det synlige universet - omtrent 25 milliarder ganger svakere enn vanlig menneskelig oppfatning! Utrolig, enorme teleskoper er på tegnebrettet og blir finansiert, med lette samlingsspeil på størrelse med fotballbaner, noe som vil gjøre det mulig å se objekter i trettiåttende størrelsesorden! Det spekuleres i at dette kan ta oss helt til skapelsens daggry!
Med at Vega representerte utgangspunktet for å bestemme størrelser, måtte noe gjøres med gjenstander som var lysere, også. Åtte stjerner, flere planeter, månen og solen (alle) overgår Vega, for eksempel. Siden bruken av høyere tall sto for svakere enn blotte øyeobjekter, virket det passende at null og negative tall kunne brukes til å ta inn de som var lysere enn Vega. Derfor sies sola å skinne i størrelsesorden -26,8, fullmåne på -12. Sirius, den lyseste stjernen sett fra planeten vår, fikk en styrke på -1,5.
Denne ordningen har vedvart fordi den kombinerer nøyaktighet og fleksibilitet for å beskrive med høy presisjon den tilsynelatende lysstyrken til alt vi kan se i himmelen.
Imidlertid kan glansen av stjerner være bedragende. Noen stjerner virker lysere fordi de er nærmere Jorden, frigjør uvanlig store mengder energi eller har en farge som øynene våre oppfatter med større eller mindre følsomhet. Derfor har astronomer også et eget system som beskriver gnisten av stjerner basert på hvordan de ville fremstå fra en standardavstand - omtrent 33 lysår - kalt absolutt styrke. Dette fjerner effekten av stjernens separasjon fra planeten vår, dens indre lysstyrke og farge fra den tilsynelatende størrelsesligningen.
For å utlede en stjernes absolutte størrelse, må astronomer først forstå dens faktiske avstand. Det er flere metoder som har vist seg nyttige, av disse parallaxene er de mest brukte. Hvis du holder en finger oppover på armlengden, flytter du hodet fra side til side, vil du merke at fingeren ser ut til å skifte sin stilling i forhold til gjenstander i bakgrunnen. Dette skiftet er et enkelt eksempel på parallaks. Astronomer bruker den til å måle stjerneavstander ved å måle posisjonen til en gjenstand mot bakgrunnsstjernene når Jorden er på den ene siden av sin bane kontra den andre. Ved å anvende trigonometri kan astronomer beregne objektets avstand. Når dette er forstått, kan en annen beregning estimere dens tilsynelatende lysstyrke til 33 lysår.
Resultatet av nysgjerrige endringer i størrelsesoppdragene. For eksempel krymper vår sols absolutte styrke til bare 4,83. Alpha Centauri, en av våre nærmeste stellar-naboer, ligner med en absolutt styrke på 4,1. Interessant er at Rigel, den lyse, hvitblå stjernen som representerer jegerens høyre fot i stjernebildet Orion, lyser med en tilsynelatende størrelse på omtrent null men en absolutt størrelse på -7. Det betyr at Rigel er titusenvis av ganger lysere enn vår sol.
Dette er en måte astronomer har lært om stjerners sanne natur, selv om de er veldig avsidesliggende!
Galileo var ikke den siste store italienske astronomen. Selv om han uten tvil er den mest kjente, er det travle moderne Italia med tusenvis av profesjonelle og begavede amatørastronomer i verdensklasse som er involvert i å forske og fotografere universet. For eksempel ble det fantastiske bildet som følger med denne diskusjonen produsert av Giovanni Benintende med et ti-tommers Ritchey-Chretien-teleskop og et 3,5 megapiksel astronomisk kamera fra hans observasjonssted på Sicilia 23. september 2006. Bildet skildrer en eterial tåke , utpekt Van den Bergh 152. Det er i retning av stjernebildet Cepheus, som ligger omtrent 1400 lysår fra Jorden. Fordi det bare skinner i en svak styrke 20 (som du nå bør sette pris på å være ekstremt svak!), Tok det Giovanni 3,5 timers eksponering for å fange denne fantastiske scenen.
Skyens vakre fargetone er produsert av den strålende stjernen, nær toppen. Mikroskopiske støvkorn i tåken er små nok til å gjenspeile de kortere bølgelengdene til stjernelys, som har en tendens mot den blå delen av fargespekteret. Lengre bølgelengder, som har en tendens mot rødt, går ganske enkelt gjennom. Dette er også analogt med grunnen til at våre jordiske himmel er blå. Den slående bakgrunnsbelysningseffekten er veldig ekte og kommer fra kombinert stjernelys på vår Galaxy!
Har du bilder du vil dele? Legg dem ut på Space Magazine astrofotograferingsforum eller send dem på e-post, så kan det hende at vi har et i Space Magazine.
Skrevet av R. Jay GaBany
