Gå til et offentligt sted, hvor folk samles, såsom en rushtime fortov i centrum eller et weekend-indkøbscenter, og du vil hurtigt bemærke, at hver person er et individ med forskellige egenskaber baseret på deres højde, vægt og pleje, for eksempel. Hver er adskilt efter størrelse, form, alder og farve. Der er også et andet træk, der øjeblikkeligt bemærkes ved første øjekast - hver stjerne har en unik glans.
Allerede i 120 f.Kr. rangerede de græske astronomer stjernerne i kategorier i henhold til deres pragt - den første til at gøre dette var Hipparchus. Selvom vi ved meget lidt om hans liv, betragtes han ikke desto mindre som en af de mest indflydelsesrige astronomer i Antikken. For over to tusinde år siden beregnet han længden af et år til inden for 6,5 minutter. Han opdagede ligevægtenes præcession, forudsagde hvor og hvornår både månens og solformørkelserne var og målte nøjagtigt afstanden fra Jorden til Månen. Hipparchus var også far til trigonometri, og hans katalog kortlagde mellem 850 og 1.100 stjerner, identificerede hver efter position og rangordnede dem efter deres lysstyrke med en skala fra en til seks. De mest blændende stjerner blev beskrevet som første størrelsesorden, og de, der syntes svagest for det uhjælpede øje, blev betegnet som sjette. Hans klassifikationer var baseret på blotte øje-observationer, derfor var det enkelt, men det blev senere inkorporeret og udvidet i Ptolomys Almagest som blev den standard, der blev brugt i de næste 1.400 år. Copernicus, Kepler, Galileo, Newton og Halley var alle kendte og accepterede det f.eks.
Der var selvfølgelig ingen kikkert eller teleskoper i Hipparchus tid, og det kræver skarpt syn og gode observationsforhold at skelne stjerner i sjette styrke. Lysforurening, der er gennemgribende i de fleste større byer og de omkringliggende storbyområder, begrænser grænser for at se svage objekter i nattehimlen i dag. For eksempel kan observatører i mange forstæderplaceringer kun se stjerner fra tredje til fjerde størrelse - på de allerbedste nætter kan femte størrelse være synlig. Selvom tabet af en eller to størrelser ikke ser meget ud, skal du overveje, at antallet af synlige stjerner hurtigt øges med hver bevægelse op på skalaen. Forskellen mellem en lysforurenet himmel og en mørk himmel er betagende!
I midten af det 19. århundrede var teknologien nået et præcisionspunkt, at den gamle metode til at måle stjernens lysstyrke ved tilnærmelse var en hindring for forskningen. På dette tidspunkt omfattede udvalget af instrumenter, der blev brugt til at studere himlen, ikke kun et teleskop, men et spektroskop og et kamera. Disse enheder gav en enorm forbedring i forhold til håndskrevne noter, okularskitser og konklusioner trukket fra erindringerne fra tidligere visuelle observationer. Eftersom teleskoper desuden er i stand til at samle mere lys, som det menneskelige øje kan mønstre, videnskab havde kendt, siden Galileos første teleskopiske observationer, at der var stjerner meget svagere end folk havde mistanke om, da størrelsesskalaen blev opfundet. Derfor blev det i stigende grad accepteret, at de lysstyrkeopgaver, der blev udleveret fra Antikken, var for subjektive. Men i stedet for at opgive det, valgte astronomer at justere det ved at differentiere stjernens lysstyrke matematisk.
Norman Robert Pogson var en britisk astronom født i Nottingham, England den 23. marts 1829. Pogson udstillede sin dygtighed med komplekse beregninger i en tidlig alder ved at beregne bane til to kometer, da han kun var 18 år. I løbet af sin karriere som astronom i Oxford og senere i Indien opdagede han otte asteroider og 21 forskellige stjerner. Men hans mest mindeværdige bidrag til videnskaben var et system til tildeling af nøjagtig stjernelig lysstyrke kvantitativt. Pogson var den første, der bemærkede, at stjerner i den første størrelse var omkring hundrede gange så lyse som stjerner i den sjette styrke. I 1856 foreslog han, at dette skulle accepteres som en ny standard, så hver nedgang i størrelsesorden ville mindske værdien af det foregående med en hastighed, der svarer til den femte rod på 100 eller ca. 2,512. Polaris, Aldebaran og Altair blev udpeget til styrke 2,0 af Pogson, og alle andre stjerner blev sammenlignet med disse i hans system, og af de tre var Polaris referencestjerne. Desværre opdagede astronomer senere, at Polaris er lidt variabel, så de erstattede Vegas glans som basislinjen for lysstyrke. Naturligvis skal det bemærkes, at Vega siden er blevet erstattet med et mere kompliceret matematisk nulpunkt.
Tildeling af en intensitetsværdi til stjerner mellem det første og det sjette størrelsesniveau var baseret på den daværende udbredte tro på, at øjet mærkede forskelle i lysstyrke på en logaritmisk skala - videnskabsmænd på det tidspunkt mente, at en stjernes størrelse ikke var direkte proportional med faktisk mængde energi, som øjet modtog. De antog, at en stjerne i styrke 4 synes at være halvvejs mellem lysstyrken for en stjerne i styrke 3 og en i styrke 5. Vi ved nu, at dette ikke er sandt. Øjets følsomhed er ikke nøjagtigt logaritmisk - det følger Steven's Power Law-kurve.
Uanset hvad blev Pogson Ratio standardmetoden til at tildele størrelser baseret på den tilsyneladende lysstyrke fra stjerner set fra Jorden og med tiden, da instrumenter blev bedre, var astronomer i stand til yderligere at forfine deres betegnelser, så også fraktionerede størrelser blev mulige.
Som tidligere nævnt havde det været kendt, at universet var fyldt med svagere stjerner, end øjet alene kunne opfatte siden Galileos tid. Den store astronoms notesbøger er fulde af referencer til syvende og ottende størrelse stjerner, som han opdagede. Så Pogson Ratio blev udvidet til også at omfatte dem, der var svagere end sjette størrelse. F.eks. Har det uhjælpede øje adgang til ca. 6.000 stjerner (men få mennesker nogensinde ser disse mange på grund af natte glød og behovet for at observere over en periode på måneder fra ækvator). Almindelige 10X50 kikkert vil øge øjets lysgreb med cirka halvtreds gange, udvide antallet af synlige stjerner til omkring 50.000 og give observatøren mulighed for at se objekter i niende størrelse. Et beskedent seks tommer-teleskop øger synet endnu mere ved at afsløre stjerner ned til den tolvte størrelse - det er omkring 475 svagere end det uhjælpede øje kan opdage. Cirka 60.000 himmelmål kan observeres med et instrument som dette.
Det store 200-tommers Hale-teleskop på Mount Palomar, længe det største teleskop på jorden, indtil nye instrumenter overgik det i løbet af de sidste tyve år, kunne tilbyde visuelle kig ned til den tyvende størrelse - det er omkring en million gange svagere end uassisteret vision. Desværre er dette teleskop ikke udstyret til direkte observation - det fulgte ikke med en okularholder, og som alle andre store teleskoper i dag er det i det væsentlige en gigantisk kameralinse. Hubble-rumteleskopet, i en lav jordkredsløb, kan fotografere stjerner i den tyvende niende styrke. Dette repræsenterer menneskets nuværende kant af det synlige univers - ca. 25 milliarder gange svagere end normal menneskelig opfattelse! Utroligt, enorme teleskoper er på tegnebrættet og finansieres med lette indsamlingsspejle på størrelse med fodboldbaner, hvilket vil gøre det muligt at se objekter i enogtredivehundrede! Det spekuleres i, at dette kan føre os til skabelsens daggry!
Da Vega repræsenterede udgangspunktet for bestemmelse af størrelser, måtte der også gøres noget med objekter, der var lysere. Otte stjerner, flere planeter, Månen og Solen (alle) overgår Vega, for eksempel. Da brugen af højere tal tegnede sig for svagere end blotte øje-objekter, syntes det passende at nul og negativt tal kunne bruges til at indtage dem, der var lysere end Vega. Derfor siges solen at skinne med en styrke på -26,8, fuldmåne på -12. Sirius, den lyseste stjerne set fra vores planet, fik en styrke på -1,5.
Dette arrangement er vedvarende, fordi det kombinerer nøjagtighed og fleksibilitet til at beskrive med høj præcision den tilsyneladende lysstyrke på alt, hvad vi kan se i himlen.
Stjernens glans kan imidlertid være vildledende. Nogle stjerner synes lysere, fordi de er tættere på Jorden, frigiver usædvanligt store mængder energi eller har en farve, som vores øjne opfatter med større eller mindre følsomhed. Derfor har astronomer også et separat system, der beskriver gnisten af stjerner baseret på, hvordan de ville se ud fra en standardafstand - ca. 33 lysår - kaldet absolut styrke. Dette fjerner virkningerne af stjernens adskillelse fra vores planet, dens indre lysstyrke og dens farve fra den tilsyneladende størrelsesligning.
For at udlede en stjernes absolutte størrelse skal astronomer først forstå dens faktiske afstand. Der er flere metoder, der har vist sig at være nyttige, af disse parallaxer er den mest anvendte. Hvis du holder en finger opad i armlængden, så bevæger du dit hoved fra side til side, vil du bemærke, at fingeren ser ud til at skifte sin position i forhold til genstande i baggrunden. Dette skift er et simpelt eksempel på parallax. Astronomer bruger den til at måle stjernernes afstande ved at måle et objekts position mod baggrundstjernerne, når Jorden er på den ene side af sin bane mod den anden. Ved at anvende trigonometri kan astronomer beregne objektets afstand. Når dette er forstået, kan en anden beregning estimere dens tilsyneladende lysstyrke til 33 lysår.
Resultatet af nysgerrige ændringer i størrelsesopgaverne. For eksempel krymmer vores sols absolutte styrke til kun 4,83. Alpha Centauri, en af vores nærmeste stjernernes naboer, ligner en absolut styrke på 4,1. Interessant nok skinner Rigel, den lyse, hvidblå stjerne, der repræsenterer jægerens højre fod i stjernebilledet Orion, med en tilsyneladende størrelse på omkring nul, men en absolut styrke på -7. Det betyder, at Rigel er titusinder af gange lysere end vores sol.
Dette er en måde astronomer har lært om stjernernes sande natur, selvom de er meget fjernt!
Galileo var ikke den sidste store italienske astronom. Selvom han uden tvivl er den mest berømte, er det moderne Italien travlt med tusinder af både professionelle og begavede amatørastronomer i verdensklasse, der er involveret i forskning og fotografering af universet. For eksempel blev det storslåede billede, der ledsager denne diskussion, produceret af Giovanni Benintende med et ti tommer Ritchey-Chretien-teleskop og et 3,5 megapixel astronomisk kamera fra hans observationssted på Sicilien den 23. september 2006. Billedet skildrer en æterisk tåge , udpeget Van den Bergh 152. Det er i retning af stjernebilledet Cepheus, der ligger omkring 1.400 lysår fra Jorden. Fordi det kun skinner i en svag størrelse 20 (som du nu burde værdsætte som ekstremt svag!), Tog det Giovanni 3,5 timers eksponering for at fange denne fantastiske scene.
Skyens smukke nuance er produceret af den strålende stjerne nær toppen. Mikroskopiske støvkorn inden i tågen er små nok til at afspejle de kortere bølgelængder af stjernelys, der har en tendens mod den blå del af farvespektret. Længere bølgelængder, der har tendens til at røde, passerer simpelthen gennem. Dette er også analogt med grunden til, at vores jordiske himmel er blå. Den slående baggrundslyseffekt er meget ægte og kommer fra den kombinerede stjernelys i vores Galaxy!
Har du fotos, du gerne vil dele? Send dem til Space Magazine astrofotograferingsforum, eller e-mail dem, og vi har muligvis et i Space Magazine.
Skrevet af R. Jay GaBany
