I juni 1889, omtrent ett år før hans utidige død, fullførte den strålende nederlandske postimpresjonisten Vincent Van Gogh rasende The Starry Night mens du bodde på klosteret Saint-Paul de Mausole, et psykisk asyl som ligger i Sør-Frankrike. Maleriet skildrer en ydmyk landsby som ligger mellom den blå roen med bølgende åser og en magisk himmel fylt med kometformede skyer og vognstjerner på størrelse med pariserhjul. Selv om Van Gogh bare solgte ett maleri i løpet av sin levetid, har dette uvurderlige kunstverket blitt et ikon. I den fanget han et barnlig rart som voksne kan kjenne seg igjen i som ikke har stått utenfor og blitt svaiet av blinkende stjerner som feirer overhead. Vakre bilder fra dype rom kan vekke lignende spenning fra astronomiske entusiaster. Fotografene som produserer dem er imidlertid mer interessert i stjernene når de er fredelige.
The Starry Night (1889) var ikke det eneste maleriet Van Gogh skapte som skildrer nattfestet. Faktisk var ikke dette lerretet hans favoritt, fordi det ikke var så realistisk som han opprinnelig hadde sett for seg. Et år tidligere produserte han for eksempel The Starry Night over the Rhône (1888) og Kaféterrasse om natten (1888). Begge disse har vanlige elementer, men hver er også unik - de tidligere versjonene inkluderer mennesker og stjernene tar for eksempel en redusert rolle. Likevel har alle disse tre verkene fengslet millioner, og hver dag publiserer hundrevis av kunstelskere rundt seg på sine respektive museer, og gjør personlige tolkninger til seg selv og andre som vil lytte.
Interessant kan det som gjør minneverdig kunst også føre til glemmelige astronomiske bilder. Mer spesifikt representerer det blendende fyrverkeriet i hvert av Van Goghs malerier stjerner som skimrer og blinker.
Vi lever på bunnen av et hav av gasser primært sammensatt av nitrogen (78%), oksygen (21%) og Argon (1%) pluss en rekke andre komponenter inkludert vann (0 - 7%), "drivhusgasser" eller Ozon (0 - 0,01%) og karbondioksid (0,01-0,1%). Den strekker seg oppover fra jordoverflaten til en høyde på cirka 560 mil. Sett fra jordens bane ser atmosfæren ut som en myk blå glød rett over planetens horisont. Hver ting vi observerer som eksisterer utenfor planeten vår - solen, månen, planetene i nærheten, stjerner og alt annet, blir sett gjennom dette mellomliggende mediet vi kaller atmosfæren.
Den er i bevegelse, og endrer tetthet og sammensetning. Tettheten av atmosfæren øker når den nærmer seg jordoverflaten, selv om dette ikke er ensartet. Det fungerer også som et prisme når lyset er på tvers. For eksempel er lysstråler buede når de passerer gjennom regioner med forskjellig temperatur og bøyer seg mot den kaldere luften fordi den er tettere. Siden varm luft stiger og kjøligere luft synker, forblir luften turbulent og dermed skifter lysstråler fra rommet konstant retning. Vi ser på disse endringene som stjernestimling.
Nærmere bakken kan kjøligere eller varmere vind som blåser horisontalt også skape raske lufttetthetsendringer som tilfeldig endrer banen som lyset tar. Dermed bidrar vinder som blåser fra de fire hjørnene, også til stjernejiggling. Men luften kan også føre til at stjernene raskt skifter fokus og dermed får dem til å plutselig dimme, lysne eller endre farge. Denne effekten kalles scintillation.
Interessant kan luften være i bevegelse, selv om vi ikke kan føle brisen. Vindkrefter høyt over hodene våre kan også få stjernene til å riste. For eksempel endrer jetstrømmen, et bånd med relativt smale kloder som spenner strømmer rundt seks til ni miles opp, stadig sin beliggenhet. Det blåser generelt fra vest til øst, men dens relative nord-sør-stilling forblir i en tilstand av konstant revisjon. Dette kan resultere i svært ustabile atmosfæriske forhold som ikke kan sanses på bakken, men jetstrømmen vil produsere en himmel fylt med glimt hvis den flyter over ditt sted!
Fordi planeter er nærmere enn stjerner, kan størrelsen deres sees på som en disk som er større enn brytningsskiftet forårsaket av vindturbulens. Derfor glimrer de sjelden eller gjør det bare under ekstreme forhold. For eksempel blir både stjerner og planeter sett gjennom mye tykkere luftlag når de er i nærheten av horisonten enn når de er over hodet. Derfor vil begge skimte og danse når de stiger eller setter seg fordi lyset deres passerer gjennom mye tettere luftmengder. En lignende effekt oppstår når du ser fjernlys fra byene.
Det glimrende vi ser på stjernespekkede netter blir forstørret hundrevis av ganger med et teleskop. Faktisk kan blinking redusere effektiviteten til disse instrumentene, siden alt som kan observeres er ute av fokus, tilfeldig bevegelige klatter av lys. Tenk på at de fleste astronomiske fotografier er laget ved å holde kameralukkeren åpen i minutter eller timer. Akkurat som du trenger å minne motivet ditt om å stå stille mens du tar sitt bilde, vil astronomer at stjernene skal forbli ubevegelige ellers blir også fotografiene deres smurt. En grunn til at observatoriene er plassert på fjelltoppene, er å redusere mengden luft som teleskopene deres må kikke gjennom.
Astronomer refererer til effekten av atmosfærisk turbulens som ser. De kan måle dens effekt på synet på rom ved å beregne diameteren til fotografiske stjerner. Hvis for eksempel bildet av en stjerne kan tas med en øyeblikkelig eksponering, ville stjernen, teoretisk sett, fremstå som et enkelt lyspunkt, siden intet teleskop til dags dato kan løse en stjernes plate. Men å ta stjernebilder krever lang eksponering, og mens kameraets lukker er åpent, vil blink og scintillasjon føre til at stjernen danser rundt og beveger seg inn og ut av fokus. Siden dens gyrasjoner er tilfeldige, vil stjernen ha en tendens til å lage et rundt mønster som er symmetrisk på alle sider av sin sanne beliggenhet i midten.
Du kan demonstrere dette selv hvis du har et øyeblikk og er nysgjerrig. Hvis du for eksempel tar en blyant eller en magisk markør bundet av en kort streng til en pinne som sitter fast i et stykke papp eller veldig tungt papir, så svinger du på instrumentet uten å fjerne pinnen, over tid vil du lage noe som ser omtrent ut som en sirkel. Den sirkulære klottelen din blir resultatet fordi strengen begrenser din maksimale avstand fra den sentrale tappen. Jo lengre streng, jo større er sirkelen. Stjerner oppfører seg slik da lyset deres er tatt opp på et langt eksponeringsfoto. God seing skaper en kort optisk streng (dårlig å se gjør strengene lengre), stjernens sanne beliggenhet blir en sentral pinne og stjernen oppfører seg som et skriveinstrument hvis lys etterlater et merke på kameraets bildebrikke. Jo dårligere se og mer dans som oppstår under eksponeringen, jo større blir platen som vises på det endelige bildet.
Så dårlig syn vil føre til at stjernestørrelser vises større på fotografier enn de som er tatt under god seing. Å se målinger kalles full bredde halvparten maksimum eller FWHM. Det er en referanse til best mulig vinkeloppløsning som kan oppnås med et optisk instrument i et langt eksponeringsbilde og tilsvarer diameteren til stjernens størrelse. Den beste ser vil gi en FWHM-diameter på omtrent fire-fire (0,4) buesekunder. Men du må være lokalisert på et observatorium i høy høyde eller på en liten øy, som Hawaii eller La Palma, for å få dette. Selv disse stedene har bare sjelden denne typen syn av høy kvalitet.
Amatørastronomer er også opptatt av å se. Vanligvis må amatørens tåle å se forhold som er hundrevis av ganger verre enn de best observerte fra eksterne astronomiske installasjoner. Det er som å sammenligne en ert med en baseball i de mest ekstreme tilfeller. Dette er grunnen til at amatørfotografier av himmelen har stjerner som er mye større i diameter enn de fra profesjonelle observatorier, spesielt når astronomer i bakgården bruker teleskoper med lange brennvidder. Det kan også gjenkjennes i store felt, kort brennvidde, ikke-profesjonelle bilder når de forstørres eller studeres med et forstørrelsesglass.
Amatører kan ta skritt for å forbedre synet sitt ved å eliminere temperaturforskjellen mellom lokale varmekilder og luften over teleskopene. For eksempel klargjør amatører ofte instrumentene sine utenfor like etter solnedgang og lar glasset, plast og metall i dem bli den samme temperaturen som luften rundt. Nyere studier har også vist at mange som ser problemer starter rett over teleskopets primære speil. Det er påvist en konstant, skånsom strøm av luft som passerer over primærspeilet for å forbedre teleskopisk syn. Å forhindre at kroppsvarmen stiger foran teleskopet hjelper også og å lokalisere instrumentet på et termisk vennlig sted, for eksempel et åpent gressfelt, kan gi overraskende resultater. Åpne sider teleskoper er også overlegne de med primære speil i bunnen av et rør.
Profesjonelle astronomer har også sett forbedringsstrategier. Men løsningene deres har en tendens til å være ekstremt dyre og skyver konvolutten til moderne teknologi. For eksempel, siden atmosfæren uunngåelig gir dårlig syn, er det ikke lenger langt å vurdere å plassere et teleskop over det i jordens bane. Derfor ble Hubble-romteleskopet konstruert og lansert fra Cape Canaveral ombord romfergen Utfordrer i april 1990. Selv om det primære speilet bare er rundt hundre tommer i diameter, produserer det skarpere bilder som ethvert teleskop som ligger på jorden, uansett størrelse. Faktisk er Hubble-romteleskopbildene målestokken som alle andre teleskopbilder er målt mot. Hvorfor er de så skarpe? Hubble-bilder påvirkes ikke av å se.
Teknologien har forbedret seg betydelig siden Hubble-romteleskopet ble tatt i bruk. I løpet av de mellomliggende årene siden lanseringen har den amerikanske regjeringen de-klassifisert metoden for å skjerpe synet av spion-satellitter som holder orden på Jorden. Det kalles adaptiv optikk, og det har skapt en revolusjon innen astronomiske bilder.
I hovedsak kan effekten av å se negeres hvis du dytter teleskopet eller endrer fokus i nøyaktig motsatt retning av nastiene forårsaket av atmosfæren. Dette krever datamaskiner med høy hastighet, subtile servomotorer og fleksible optikk. Alle disse ble mulig på 1990-tallet. Det er to grunnleggende profesjonelle strategier for å redusere effekten av dårlig seende. Den ene endrer kurven til det primære speilet, og den andre beveger lysbanen som når kameraet. Begge er avhengige av å overvåke en referansestjerne nær posisjonen som astronomen observerer og ved å merke hvordan referansen blir påvirket av å se, raske datamaskiner og servomotorer kan introdusere optiske endringer på hovedteleskopet. En ny generasjon av store teleskoper er under design eller konstruksjon som gjør det mulig for bakkebaserte instrumenter å ta rombilder som konkurrerer med Hubble-teleskopet.
En metode har hundrevis av små mekaniske stempler plassert under og spredt over baksiden av et relativt tynt primærspeil. Hver stempelstang skyver baksiden av speilet stadig så lett, slik at formen endres nok til å bringe den observerte stjernen tilbake til død sentrum og i perfekt fokus. Den andre tilnærmingen som brukes med profesjonelle teleskoper er litt mindre komplisert. Den introduserer et lite fleksibelt speil eller objektiv som ligger i nærheten av kameraet der lyskeglen er relativt liten og konsentrert. Ved å tippe eller vippe det lille speilet eller linsen i motsatt sammenfall med referansestjernens glimt, kan det å se problemer bli eliminert. De optiske justeringene som begge løsningene initierer, blir gjort kontinuerlig gjennom hele observasjonsøkten, og hver endring skjer i et brøkdel av et sekund. På grunn av suksessen med disse teknologiene anses nå enorme landbaserte teleskoper som mulige. Astronomer og ingeniører ser for seg teleskoper med lette samleflater så store som fotballbaner!
Interessant nok har amatørastronomer også tilgang til enkel adaptiv optikk. Ett selskap med hovedkontor i Santa Barbara, California, var banebrytende for utviklingen av en enhet som kan redusere effekten av dårlig syn eller feil justert teleskopmontering. Firmaets adaptive optiske enheter fungerer sammen med sine astronomiske kameraer og bruker et lite speil eller objektiv for å forskyve lyset frem til bildebrikken.
Astronom Frank Barnes III var også opptatt av å se da han produserte dette slående bildet av en stjerneklynge og tåke som ligger i stjernebildet Cassiopeia. Det er en liten del av Soul Nebula, som ble utpekt til IC 1848 i J.L.E. Dreyers landemerke andre indekskatalog (IC) (utgitt i 1908 som et supplement til hans opprinnelige nye generelle og første indekssamling).
Frank rapporterte at hans syn var gunstig og produserte stjernestørrelser med en FWHM på mellom 1,7 til 2,3 ″ over hver av hans trettini, tretti minutters eksponeringer. Legg merke til størrelsen på stjernene i dette bildet - de er veldig små og stramme. Dette er en bekreftelse på rimelig god se!
Forresten, fargene på dette bildet er kunstige. Som mange astronomer plaget av lokal lysforurensning om natten, utsatte Frank bildene sine gjennom spesielle filtre som bare lar lyset som sendes ut av visse elementer nå kameraets detektor. I dette eksemplet representerer rødt natrium, grønt identifiserer hydrogen, og blått avslører tilstedeværelsen av oksygen. Kort sagt, dette bildet viser ikke bare hvordan denne regionen i verdensrommet ser ut, men hvordan den er laget av.
Det er også bemerkelsesverdig at Frank produserte dette bemerkelsesverdige bildet ved hjelp av et 6,3 megapiksel astronomisk kamera og et 16-tommers Ritchey-Chretien-teleskop mellom 2. og 4. oktober 2006.
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
