Látogasson el nyilvános helyre, ahol az emberek gyűlnek össze, például egy csúcsforgalomú járdán a belvárosban vagy egy hétvégi bevásárlóközpontban. Gyorsan észreveszi, hogy mindenki különféle tulajdonságokkal bíró személy, magassága, súlya és arca alapján. Mindegyik megkülönböztethető méret, forma, életkor és szín szerint. Van még egy olyan vonás, amely első pillantásra azonnal észrevehető - minden csillag egyedi ragyogással rendelkezik.
Már a ie. 120-ban a görög csillagászok a csillagokat kategóriáikba sorolták pompájuk alapján - ezt először Hipparchus tette. Annak ellenére, hogy nagyon keveset tudunk az életéről, mindazonáltal őt tekintik az ókor egyik legbefolyásosabb csillagászának. Több mint kétezer évvel ezelőtt egy év hosszát 6,5 percre számította ki. Felfedezte az napéjegyenlőség precesszióját, megjósolta a hold- és a napfogyatkozás hol és mikor pontosan megmérte a Föld és a Hold közötti távolságot. Hipparchus ugyancsak a trigonometria atyja volt, és katalógusa 850–1 100 csillag között volt feltérképezve, pozíciókat azonosított és fényességük szerint rangsorolva egy-hat skálán. A leginkább káprázatos csillagokat az első nagyságrendűnek, a szabad szemmel legszegényebb csillagokat pedig hatodiknak nevezték. Osztályozása meztelen szemmel történt megfigyeléseken alapult, ezért egyszerű volt, de később beépítették és kibővítették a Ptolomy Almagest amely a következő 1400 évben használt standard lett. Kopernikusz, Kepler, Galileo, Newton és Halley ismerkedtek és például elfogadták.
A Hipparchus idején természetesen nem volt távcső vagy távcső, és éles látásra és jó megfigyelési körülményekre van szükség a csillagok hatodik nagyságrendű megkülönböztetéséhez. A legtöbb nagyvárosban és a környező nagyvárosi területeken átterjedő fényszennyezettség korlátozza a halk tárgyak mai éjszakai égbolton történő megtekintését. Például számos külvárosi megfigyelő csak a harmadik-negyedik nagyságrendű csillagokat láthatja - a legjobb éjszakákon az ötödik nagyság látható. Bár egy vagy két nagyságrendű veszteség nem tűnik soknak, vegye figyelembe, hogy a látható csillagok száma gyorsan növekszik a skála felfelé történő mozgatásával. A különbség a világosan szennyezett ég és a sötét ég között lélegzetelállító!
A 19. század közepére a technológia olyan pontossá vált, hogy a csillagok fényerejének közelítésének régi módszere akadályozza a kutatást. Addigra a mennyek tanulmányozására használt eszközsor nemcsak egy távcsövet, hanem egy spektroszkópot és kamerát is tartalmazott. Ezek az eszközök óriási javulást jelentettek a kézzel írott jegyzetek, a szemlencsék vázlatai és a korábbi vizuális megfigyelések visszaemlékezései alapján levonható következtetésekkel szemben. Ezenkívül, mivel a távcsövek több fényt tudnak gyűjteni, amelyet az emberi szem képes összegyűjteni, a tudomány a Galileo első teleszkópos megfigyelése óta tudta, hogy csillagok sokkal halványabbak, mint az emberek azt gyanították, amikor a nagyítási skálát feltalálták. Ezért egyre inkább elfogadták, hogy az ókorból származó fényerő-hozzárendelések túl szubjektív voltak. Ahelyett, hogy elhagynák, a csillagászok úgy döntöttek, hogy kiigazítják a csillagok fényerejének matematikai megkülönböztetésével.
Norman Robert Pogson brit csillagász volt, 1829 március 23-án, az angliai Nottinghamben született. Pogson korai életkorában komplex számításokkal mutatta ki bátorságát, amikor 18 éves korában kiszámolta két üstökös pályáját. Oxfordban és később Indiában nyolc aszteroidát és huszonegy változó csillagot fedezett fel. De a legemlékezetesebb tudományos hozzájárulása az volt, hogy a csillagok pontos fényerejét számszerűsíthető módon hozzárendelték. Pogson volt az első, aki észrevette, hogy az első nagyságú csillagok százszor olyan fényesek voltak, mint a hatodik nagyságú csillagok. 1856-ban azt javasolta, hogy ezt új standardként kell elfogadni, hogy minden nagyságrendi csökkenés csökkentené az előző értékét egy 100 ötödik gyökérértékkel vagy körülbelül 2,512-del megegyező sebességgel. A Polarist, az Aldebaran-t és az Altair-t Pogson 2.0 erősszéssel jelölték, és az összes többi csillagot összehasonlították a rendszerében ezekkel, és a három közül a Polaris volt a referenciacsillag. Sajnos a csillagászok később rájöttek, hogy a Polaris kissé változó, így helyettesítették Vega ragyogását a fényerő alapvonalával. Természetesen meg kell jegyezni, hogy az Vega azóta helyére egy bonyolultabb matematikai nulla pont került.
Az első és a hatodik magnitúdószinten a csillagokhoz való intenzitásérték hozzárendelése az akkori elterjedt hiedelem alapján történt, hogy a szem a fényerő különbségeit logaritmikus skálán érzékelte. A tudósok abban az időben azt hitték, hogy a csillag nagysága nem volt közvetlenül arányos a a szem tényleges energiamennyisége. Úgy vélték, hogy a 4. nagyságú csillag félúton látszik egy csillag fényerőssége a 3. és az 5. erőssége között. Most tudjuk, hogy ez nem igaz. A szem érzékenysége nem pontosan logaritmikus - Steven Power Law görbéjét követi.
Függetlenül attól, hogy a Pogson-arány a szokásos módszerként szolgál a nagyságok hozzárendelésére a Földről látható csillagok látszólagos fényereje alapján, és az idő múlásával, a műszerek javulásával a csillagászok tovább tudták finomítani jelöléseiket, hogy a frakcionált nagyítások is lehetségessé váljanak.
Mint korábban említettem, már ismert volt, hogy a Világegyetem a Galileo ideje óta halványabb csillagokkal volt tele, mint ahogy csak a szem látta volna. A nagy csillagász jegyzetfüzetei tele vannak hivatkozásokkal a felfedezett hetedik és nyolcadik nagyságú csillagokra. Tehát a Pogson-arányt kiterjesztették azokra is, amelyek a hatodik nagyságnál is halványabbak. Például a nem segített szem megközelítőleg 6000 csillaghoz fér hozzá (de csak kevés ember látja ezt sokszor az éjszakai ragyogás és az, hogy egy hónapon keresztül megfigyelni kell az Egyenlítőtől) miatt. A közönséges 10X50 távcsövek mintegy ötvenszer növelik a szem fényvisszafogását, körülbelül 50 000-re növelik a látható csillagok számát, és lehetővé teszik a megfigyelő számára, hogy kilencedik nagyságrendű objektumokat észleljen. Egy szerény, hat hüvelykes távcső még jobban növeli a látást, ha a csillagokat a tizenkettedik nagyságrendre fedezi fel - ez körülbelül 475-nél gyengébb, mint ahogy a szabad szem látja. Körülbelül 60 000 égi célpont figyelhető meg egy ilyen eszköz segítségével.
A Palomar hegyén lévő nagy, 200 hüvelykes Hale-távcső, amely a Föld legnagyobb távcsője, amíg az új műszerek nem haladták meg az elmúlt húsz évben, a huszadik nagyságrendre nyújthat látványt - ez körülbelül egymilliószor halványabb, mint a nem segített látás. Sajnos, ez a távcső nincs felépítve a közvetlen megfigyeléshez - nem kapott okulár tartót, és - mint ma minden más nagy távcső - alapvetően egy hatalmas kameralencse. Az alacsony földi pályán lévő Hubble űrteleszkóp a huszonkilencedik nagyságrendű csillagokat fényképezheti. Ez képviseli az emberiségnek a látható világegyetem jelenlegi szélét - körülbelül huszonöt milliárdszor halványabb, mint a normál emberi észlelés! Hihetetlen, hogy hatalmas távcsövek vannak a rajztáblán, és azokat finanszírozzák, a futballpályák méretű fénygyűjtő tükrökkel, amelyek lehetővé teszik a tárgyak harmincnyolcadik nagyságrendű megfigyelését! Arra gondolunk, hogy ez elvezethet minket a teremtés hajnalához!
Mivel a Vega képviseli a nagyság meghatározásának kiindulási pontját, valamit kellett tenni a világosabb tárgyakkal is. Nyolc csillag, több bolygó, a Hold és a Nap (mindegyik) felülmúlja például Vegat. Mivel a magasabb számok használata a szemtelenségnél rosszabb tárgyakat eredményezte, helyénvalónak tűnt, hogy a Vega-nál világosabb fényeknél a nulla és a negatív számot felhasználhassuk. Ezért azt mondják, hogy a Nap -26,8-ra ragyog, a telihold -12-re. Siriusnak, a bolygónk legfényesebb csillagának -1,5-es nagyságrendű volt.
Ez az elrendezés továbbra is fennáll, mert egyesíti a pontosságot és a rugalmasságot, hogy nagy pontossággal leírja az égben látható mindent, amit látszik.
A csillagok ragyogása azonban megtévesztő lehet. Egyes csillagok világosabbnak tűnnek, mert közelebb vannak a Földhöz, szokatlanul nagy mennyiségű energiát bocsátanak ki, vagy olyan színűek, amelyeket szemünk nagyobb vagy kisebb érzékenységgel érzékel. Ezért a csillagászoknak külön rendszere van, amely leírja a csillagok csillogását annak alapján, hogy hogyan jelennek meg egy szabványos távolságtól - körülbelül 33 fényév alatt - abszolút nagyságrendnek nevezzük. Ez eltávolítja a csillag szétválasztását a bolygónktól, belső fényességét és színét a látszólagos nagyítási egyenletből.
A csillag abszolút nagyságának megállapításához a csillagászoknak először meg kell érteniük a csillag tényleges távolságát. Számos módszer bizonyult hasznosnak, ezek közül a leggyakrabban alkalmazott parallax. Ha ujját felfelé tartja a karok hosszában, akkor mozgassa a fejét egyik oldalról a másikra, észreveszi, hogy az ujj úgy tűnik, hogy eltolja helyzetét a háttérben lévő objektumokhoz képest. Ez az eltolás a párhuzamosság egyszerű példája. A csillagászok a csillag távolságának mérésére használják egy objektum helyzetének a háttércsillagokhoz viszonyított mérésével, amikor a Föld pályája egyik oldalán van a másikkal szemben. A trigonometria alkalmazásával a csillagászok kiszámíthatják az objektum távolságát. Miután ezt megértettük, egy másik számítás becsülheti meg a látszólagos fényerejét 33 fényévnél.
A nagyság-hozzárendelések furcsa változásai eredményeznek. Például a Nap abszolút nagysága csak 4,83-ra csökken. Az Alfa Centauri, az egyik legközelebbi csillagszomszédunk, hasonló, abszolút nagysága 4,1. Érdekes módon Rigel, a fényes, fehér-kék csillag, amely a vadász jobb lábát képviseli az Orion csillagképben, látszólagos nagyságrenddel körülbelül nulla, de abszolút nagysága -7. Ez azt jelenti, hogy Rigel több tízezer alkalommal világosabb, mint a mi Napunk.
Ez az egyik módja annak, hogy a csillagászok megtanultak a csillagok valódi természetéről, bár nagyon távol vannak!
Galileo nem volt az utolsó nagy olasz csillagász. Noha vitathatatlanul a leghíresebb, a modern Olaszország sok ezer olyan világszínvonalú hivatásos és tehetséges amatőr csillagásztól vibrál, akik az univerzum kutatásában és fényképezésében vesznek részt. Például, a vitát kísérő csodálatos képet Giovanni Benintende készítette egy tíz hüvelykes Ritchey-Chretien távcsővel és egy 3,5 megapixeles csillagászati kamerával a szicíliai megfigyelőhelyről 2006. szeptember 23-án. A kép északi ködöt ábrázol. , amelyet Van den Bergh 152-nek jelöltek. A Cepheus csillagkép irányába halad, amely körülbelül 1400 fényévnyire van a Földtől. Mivel csak enyhe 20 fényerővel ragyog (amit most már rendkívül halványnak kell értékelnie!), Giovanninak 3,5 órás expozíciót vett igénybe, hogy elkészítse ezt a csodálatos jelenetet.
A felhő gyönyörű árnyalatát a ragyogó csillag hozza létre a tetején. A ködben levő mikroszkopikus por szemcsék elég kicsik ahhoz, hogy tükrözzék a csillagfény rövidebb hullámhosszait, amelyek a színspektrum kék része felé mutatnak. A hosszabb hullámhosszok, amelyek általában a vörös felé mutatnak, egyszerűen áthaladnak. Ez hasonló ahhoz az okhoz, amiért földi égboltunk kék. A feltűnő háttérvilágítás nagyon valódi, és a galaxisunk kombinált csillagfényéből származik!
Van fényképe, amelyet meg szeretne osztani? Küldje el őket a Space Magazine asztrofotós fórumához, vagy küldjön e-mailt, és talán szerepelhet egyet a Space Magazine-ban.
Írta: R. Jay GaBany
