Seniai seniai, daug seniau, nei praėjusį penktadienį, gyveno vienas protingas žmogus, vardu Hiparchas. Tais laikais jis gyveno Graikijoje (kurią dabar vadiname antikine, suprask, senovės), bet šiandien kai kurios iš tų žemių priklauso Turkijai, o kitos – vis dar Graikijai (tik jau ne antikinei).

Bet aš ne apie Hiparcho asmeninį gyvenimą ir šukuosenos madas papasakoti norėjau. Hiparchas buvo vienas iš pirmųjų pasaulio astronomų. Ne šiaip tokių, kurie žiūrėjo į nakties dangų, galvojo „o, gražu…“ ir gal kartais kažką panašaus išskaptuodavo akmens plokštėse. Ne, Hiparchas dangų tyrinėjo. Kaip ir kiti protingi to meto graikai, jis išmoko geometrijos ir ėmė ją taikyti dangaus kūnams. Taip nustatė Saulės ir Mėnulio dydžius, atstumus iki jų, bei išsiaiškino, kaip juda planetos. Deja, savo sukurtą heliocentrinę sistemą atmetė, nes joje planetos judėjo ne idealiais apskritimais, o tų laikų mokslininkai-filosofai galvojo, kad danguje viskas juda vien apskritimais (arba apskritimais apskritimuose, bet net ir šitaip nepavyko priderinti planetų judėjimo prie stebėjimų rezultatų).

Daugelis Hiparcho atradimų vėliau buvo pakartoti Ptolemėjaus, o Renesanso epochoje – Vakarų Europos tyrinėtojų. Taip ir Hiparcho vardas iki mūsų dienų gal net nebūtų atėjęs, o jo atradimai likę tik mokslo istorikų tyrinėjimų objektai. Tačiau vienas Hiparcho nuopelnas yra naudojamas iki šiol, nepaisant netgi to, kad yra gana nepatogus.

Tai ką gi tas graikas sugalvojo?

Vienas iš Hiparcho darbų – žvaigždžių katalogo sudarymas. Daugelį metų jis detaliai nustatinėjo ir žymėjo maždaug 1000 žvaigždžių koordinates. Vėliau šios koordinatės buvo panaudotos skaptuojant kai kurias titano Atlaso skulptūras ir tik per jas Hiparcho katalogas išliko iki mūsų dienų.

Bet ne žvaigždžių koordinatės yra svarbiausia. Svarbiausia tai, kad Hiparchas pastebėjo, jog skirtingos žvaigždės šviečia nevienodai ryškiai. Tarp tų tūkstančio žvaigždžių jis rado 20 pačių šviesiausių ir pavadino jas „pirmo ryškumo žvaigždėmis“ (savaime suprantama, pavadino graikiškai, čia tik vertimas). Tada rado dar dvidešimt žvaigždžių, kurios buvo kažkiek blyškesnės, ir pavadino jas „antro ryškumo“. Paskui rado visas žvaigždes, kurios už antrąją grupę blausesnės tiek, kiek antroji grupė – už pirmąją. Jas pakrikštijo „trečio ryškumo“. Tada dar pridėjo ketvirtą, penktą ir šeštą ryškumus, ir taip visas tūkstantis plika akimi šiaurės pusrutulyje matomų žvaigždžių buvo sudėliotos į lentynėles. Aišku, ryškiausios dvidešimt žvaigždžių nebuvo tiksliai vienodai šviesios, bet senovės Graikijoje nelabai kam tai rūpėjo, o ir nustatyti žvaigždžių šviesius tiksliai nebuvo galimybių. Taip atsirado žvaigždžių ryškių sistema, kuri nepakitusi gyvavo beveik du tūkstančius metų.

Modernūs paryškinimai

Renesanso epochoje, išradus teleskopą, dangaus stebėjimai smarkiai pagerėjo. Žmonės suprato, kad žvaigždžių yra gerokai daugiau, nei matyti plika akimi. Taip pat, išradus šviesumo matavimo prietaisus, atsirado ir galimybė tiksliau nustatyti žvaigždžių ryškius. Senovinė 1-6 ryškių sistema nebeatitiko modernaus mokslo poreikių.

Galiausiai 1856-aisiais metais sistema buvo pertvarkyta. Anglų astronomas Normanas Pogsonas (Norman Pogson), išmatavęs daugelio žvaigždžių šviesius ir palyginęs juos su Hiparcho katalogu, pastebėjo, jog šešto ryškio žvaigždės yra beveik tiksliai šimtą kartų blyškesnės, nei pirmo. Taigi jis pasiūlė apibrėžti žvaigždžių ryškius būtent pagal šį požymį: penkių ryškių skirtumas atitinka 100 kartų silpnesnį šviesos srautą, pasiekianti mus. Vieno ryškio skirtumas tuomet atitinka srauto susilpnėjimą maždaug 2,5 karto.

Šitokia sistema leido žvaigždžių ryškius nustatyti tiksliau, nei tiesiog suskirstant jas į šešias klases. Bet dar išliko problema, koks tiksliai turėtų būti „pirmasis“ ryškis. Kurį laiką ryškių skalė buvo paremta Šiaurine žvaigžde, kuriai buvo priskirtas tiksliai antras ryškis. Bet vėliau aptikus, jog Šiaurinė žvaigždė yra kintamo ryškumo, prireikė naujo atskaitos taško. Juo tapo kiek daugiau nei šešis kartus stipriau šviečianti Vega – nulinio ryškio žvaigždė.

Patobulinta ryškių sistema suteikė galimybę gana patogiai išreikšti įvairių šviesulių regimąjį šviesį ir jį palyginti. Vien nakties dangaus žvaigždėmis neapsiribota – nustatyti ir Saulės (-26,7), ir Mėnulio (-12,7) ryškiai, taip pat iš principo galima išmatuoti ir lėktuvų signalinių lempų, palydovų, švyturių ar bet kokių kitų šviečiančių objektų ryškius.

Ne viskas yra taip, kaip atrodo

Senovės graikai galvojo, jog danguje visos žvaigždės yra pritvirtintos prie krištolinių sferų, o tų sferų centre yra Žemė (ar bent jau Saulė, kuri tikrai gerokai artimesnė, nei kitos žvaigždės). Taigi atstumas iki visų žvaigždžių turėjo būti maždaug vienodas, o matomi žvaigždžių ryškiai atspindėjo tik žvaigždžių savųjų šviesių skirtumus. Bet moderniais laikais paaiškėjo, kad taip tikrai nėra, ir atstumai iki žvaigždžių yra labai skirtingi. Artimiausia Saulei žvaigždė yra už kiek daugiau nei keturių šviesmečių, tolimiausia plika akimi įžiūrima – už maždaug keturių tūkstančių. Tolimiausias plika akimi matomas objektas – Andromedos galaktika – už pustrečio milijono. O regimas kūno šviesis didėjant atstumui mažėja proporcingai atstumo kvadratui. Taigi žvaigždžių ryškiai atrodo skirtingi ne (tik) dėl savųjų šviesumų skirtumo, bet ir dėl skirtingų atstumų.

Ši problema buvo išspręsta įvedant naują ryškio tipą. Nuo Hiparcho laikų žinoti ryškiai buvo pervadinti regimaisiais ryškiais (angl. apparent magnitude), o greta jų atsirado absoliutiniai ryškiai (angl. absolute magnitude). Objekto absoliutinis ryškis apibrėžtas kaip ryškis, kokį tas objektas turėtų, jei būtų dešimties parsekų (maždaug 33 šviesmečių) atstumu nuo mūsų. Šitaip „perkėlinėti“ žvaigždes ir kitus dangaus kūnus mums leidžia įvairūs būdai, kuriais galima nustatyti atstumus iki jų. Analogiškai, žinant skirtumą tarp absoliutinio ir regimojo ryškio, galima rasti ir tikrąjį atstumą iki objekto.

Surikiavę objektus pagal absoliutinius ryškius, pamatome, jog Saulė yra niekuo neypatinga, beveik penkto ryškio žvaigždė, didžiausia žinoma žvaigždė Didžiojo Šuns VY (VY Canis Majoris) yra -5,5 ryškio, o ryškiausios žvaigždės kartais pasiekia net -10 ryškį. Galaktikų ryškiai yra gerokai didesni, apytikriai -20, kartais siekiantys net ir -25 ar dar daugiau.

Tokia sistema tikrai labiau tinka žvaigždžių tyrinėjimui, bet tai dar ne viskas. Juk arčiau mūsų yra planetų ir smulkių Saulės sistemos kūnų. Jiems irgi sukurta absoliutinių ryškių sistema, tačiau šiuo atveju vietoje 10 parsekų standartinis atstumas yra 1 astronominis vienetas nuo Saulės ir nuo stebėtojo. Atstumas nuo Saulės privalo būti apibrėžtas, nes visi kiti Saulės sistemos kūnai tik atspindi Saulės šviesą, o patys (beveik) visiškai nešviečia.

Ir vis dėlto ryškių sistemai net ir šitų papildymų neužteko. Maždaug po šimto metų nuo tada, kai Pogsonas ryškius susistemino, prireikė dar vieno esminio pakeitimo.

Daug ryškumų

XX amžiuje, vystantis technologijoms, astronomai į dangų pradėjo žiūrėti ne vien savomis akimis, kad ir pridėtomis prie teleskopų akučių, bet registruoti objektų šviesius įvairiuose elektromagnetinės spinduliuotės diapazonuose. Paaiškėjo, jog skirtingi bangų ilgiai parodo visiškai skirtingą dangaus vaizdą – kas ryšku regimuosiuose spinduliuose, gali visiškai nešviesti ultravioletiniuose, o kas švyti infraraudonai, visai nebūtinai skleidžia radijo bangas. Net ir tą pačią regimąją spinduliuotę padalijus į kelias dalis, žvaigždžių ir galaktikų ryškiai pasirodo besą skirtingi. Vis daugiau ir daugiau stebėjimų buvo atliekama per keletą filtrų.

Plečiantis šiai tyrimų sričiai – fotometrijai – nebeužteko tik vieno ryškių sistemos atskaitos taško. Reikėjo tokį tašką rasti kiekvienam naudojamam kanalui. Toks filtrų pralaidumo ribų bei atskaitos taškų rinkinys yra vadinamas fotometrine sistema, o pirmoji sistema buvo sukurta 1953-aisiais metais. Ją sudarė trys kanalai, pavadinti U, B ir V, t.y. ultraviolet, blue ir visible. Kiekvienas filtras praleidžia spindulius kiek mažesniame nei 100 nanometrų bangos ilgių ruože. Atskaitos taškais buvo pasirinkta ta pati žvaigždė Vega, kurios ryškiai kiekviename iš šių ruožų tapo standartiniai.

Bėgant metams, fotometrinių sistemų buvo sukuriama vis daugiau ir daugiau. Tai nulėmė dvi priežastys. Pirmoji – tyrinėjimai toli gražu neapsiribojo siauru ultravioletinių ir regimųjų mėlynų spindulių ruožu. Atsirado filtrai, skirti didesnės energijos ultravioletiniams bei didesnio bangos ilgio regimiesiems, infraraudoniems ir netgi mikrobangų spinduliams. Taip pat skyrėsi medžiagos, iš kurių buvo gaminami filtrai, taigi kartais net ir norint nebūdavo įmanoma pagaminti tikslios U ar V filtro kopijos. Kita priežastis – neretai tyrimams reikalingi skirtingų pločių filtrai. Vadinamieji plačiajuosčiai – praleidžiantys kelių dešimčių nanometrų pločio bangų ruožą – naudojami greitoms ir „grubioms“ apžvalgoms, o siaurajuosčiai – praleidžiantys vos kelių nanometrų pločio ruožą – skirti pavienių spektro linijų ir panašių įdomybių tyrimui. Taigi iš principo vos ne kiekvienam naujam tyrimui ar naujam didesniam teleskopui yra sukuriama specifinė fotometrinė sistema.

Savaime suprantama, kiekvienai filtrų sistemai reikia ir kalibracijos, t. y. nulinio ryškio taškų. Kurį laiką Vega buvo naudojama kaip atskaitos taškas įvairioms sistemoms, bet greitai paaiškėjo, kad ji tinkama toli gražu ne visada. Pavyzdžiui, Vega skleidžia palyginus nedaug infraraudonųjų spindulių, taigi per siaurajuosčius infraraudonuosius filtrus jos beveik neįmanoma pamatyti. Taip pat kai kurie siaurieji filtrai „pataiko“ tiksliai į stiprias Vegos spektrines linijas, o tai irgi pakenkia kalibracijos tikslumui. Didžiausia problema – Vega, pasirodo, taip pat yra nežymiai kintama žvaigždė, taigi labai sudėtinga tiksliai ir vienareikšmiškai nustatyti jos ryškį bet kuriuo metu. Taigi Vega po truputį prarado reikšmę kaip vienintelis fotometrinių sistemų kalibravimo atskaitos taškas.

Jei ne Vega, tai kas? Vėlgi, tai priklauso nuo atliekamų tyrimų. Pavyzdžiui, tyrinėjant spinduliuotę plačiame diapazone (nuo ultravioletinių iki infraraudonųjų spindulių), pravartu yra visus filtrus sukalibruoti vienodam šviesos srautui. Tam yra naudojami „plokščio spektro“ šviesos šaltiniai – specialios lempos, kurių kuriamas šviesos srautas yra vienodai stiprus daugumoje bangos ilgių, bent jau tarp mikrobangų ir rentgeno spindulių. Kitais atvejais sistemą kalibruoti patogiausia pagal teorinį spektrą tokio objekto, kurį norima pamatyti; taip iškart išryškėja skirtumai tarp teorijos ir stebėjimų rezultatų.

Beje, vieną fotometrinę sistemą yra sukūrę ir Lietuvos mokslininkai. Praėjusio amžiaus septintajame dešimtmetyje Vilniaus universiteto profesorius Vytautas Straižys su kolegomis sukūrė septynių kanalų sistemą, skirtą žvaigždžių skirstymui į spektrines klases. Sistema, pavadinta tiesiog Vilniaus fotometrine sistema, yra suderinta taip, kad kai kurie filtrai tiksliai apimtų svarbias spektrines linijas, o kiti – suteiktų ištisinio spektro duomenis palyginimui. Kalibruota ji yra pagal teorinį O klasės (t. y. labai masyvių) žvaigždžių spektrą.

O kam to reikia?

Įžangoje minėjau, kad ryškių sistema yra šiek tiek nepatogus dalykas. Ir tikrai – ji naudojama tik regimųjų ir infraraudonųjų spindulių astronomijoje, kartais dar ir ultravioletinių. Radijo astronomai objektų šviesius matuoja džanskiais (angl. jansky, pagal mokslininko Karlo Džanskio pavardę), kurie nurodo, kokia spinduliuotės galia (vatais) pasiekia vienetinį detektoriaus paviršiaus plotą vieno herco dažnių ruože; vienas džanskis lygus 10^-26vato hercui kvadratiniam metrui – maždaug tokios eilės šviesiai dažniausiai sutinkami. Rentgeno ir gama spindulių astronomai skaičiuoja pavienius fotonus, pasiekiančius detektorių, kartais juos irgi skirstydami pagal spinduliuotės dažnį. Kai reikia šiuos išmatuotus dydžius paversti realios objekto spinduliuotės įverčiais, duomenys konvertuojami į vatus arba, dažniau, ergus per sekundę (ergas yra cgs sistemos vienetas, lygus 10^-7džaulio). Netgi infraraudonųjų ir ultravioletinių spindulių diapazonuose objektų šviesiai kartais išreiškiami tokiais pačiais tiesiniais vienetais, nesivarginant su logaritminiais keistai sukalibruotais ryškiais.

Tad kodėl tokia sistema vis dar naudojama? Viena priežastis – tradicija. Iš labai senų laikų atėjęs ir šiais laikais vis dar tinkamas naudojimui matas išlaiko tam tikrą žavesį. Be to, nedideli skaičiai daro tokią sistemą patrauklią astronomams mėgėjams ir mokslo populiarintojams; tai yra viena iš priežasčių, kodėl ryškiai mažai naudojami neregimiesiems spinduliams – astronomai mėgėjai retai kada turi galimybę kažką stebėti mikrobangų ar rentgeno spindulių diapazone.

Bet vien tradicija negali paaiškinti ryškių naudojimo. Yra dar viena priežastis: ryškių skalė yra logaritminė. Logaritmus mokslininkai naudoja jau keturis šimtmečius, ir jų prireikia visur, o astronomijoje – ypač dažnai. Bet kokioje diagramoje norint pavaizduoti daug žvaigždžių, jų šviesius būtina atidėti logaritminėje skalėje, nes kitaip dažniausiai matysime tik vieną – šviesiausią – objektą, o visi kiti būriuosis šalia nulio. Žymint ryškius, vertės iškart yra logaritminės, taigi ir grafikus braižyti yra patogiau.

Toks tad yra senovės Graikijos mokslo palikimas, išgyvenęs (nors ir su įvairiais pakeitimais) iki pat mūsų dienų. Įžvalgus ir protingas dėdė tas Hiparchas buvo, ar ne?

Komentarai (13)