انتقل إلى مكان عام حيث يتجمع الناس مثل رصيف ساعة الذروة في وسط المدينة أو مركز تسوق في نهاية الأسبوع وستلاحظ بسرعة أن كل شخص هو فرد له خصائص متنوعة بناءً على طوله ووزنه ووجهه ، على سبيل المثال. كل منها يتميز بالحجم والشكل والعمر واللون. هناك أيضًا سمة أخرى يمكن ملاحظتها على الفور للوهلة الأولى - لكل نجم تألق فريد.
في وقت مبكر من 120 قبل الميلاد ، قام الفلكيون اليونانيون بتصنيف النجوم إلى فئات وفقًا لروعتها - أول من فعل ذلك كان هيبارخوس. على الرغم من أننا لا نعرف سوى القليل جدًا عن حياته ، إلا أنه يعتبر واحدًا من أكثر علماء الفلك تأثيرًا في العصور القديمة. قبل أكثر من ألفي سنة ، حسب طول السنة إلى 6.5 دقيقة. اكتشف بداية الاعتدال ، وتوقع أين ومتى حدوث الخسوف القمري والشمسي وقياس المسافة بدقة من الأرض إلى القمر. كان هيبارخوس أيضًا والد علم المثلثات ورسم كتالوجه ما بين 850 إلى 1100 نجمة ، تم تحديد كل منها حسب الموضع وصنفها وفقًا لسطوعها بمقياس يتراوح من واحد إلى ستة. تم وصف النجوم الأكثر إبهارًا بالحجم الأول وتم تصنيف النجوم التي بدت باهتة للعين المجردة بالسادسة. كانت تصنيفاته مبنية على ملاحظات بالعين المجردة ، لذلك كانت بسيطة ، ولكن تم دمجها وتوسيعها لاحقًا في بطليموس الماجست الذي أصبح المعيار المستخدم للسنوات الـ 1400 القادمة. كان كوبرنيكوس ، كبلر ، جاليليو ، نيوتن ، وهالي مألوفين ومقبولين ، على سبيل المثال.
بالطبع ، لم يكن هناك مناظير أو تلسكوبات في زمن هيبارخوس ، وهو يتطلب رؤية دقيقة وظروف مراقبة جيدة لتمييز النجوم عند الحجم السادس. التلوث الضوئي المنتشر في معظم المدن الكبرى والمناطق الحضرية المحيطة يضع قيودًا على مشاهدة الأشياء الباهتة في سماء الليل اليوم. على سبيل المثال ، يمكن للمراقبين في العديد من مواقع الضواحي رؤية النجوم من الدرجة الثالثة إلى الرابعة فقط - في أفضل الليالي ، قد يكون الحجم الخامس مرئيًا. على الرغم من أن فقدان مقدار واحد أو اثنين لا يبدو كثيرًا ، ضع في اعتبارك أن عدد النجوم المرئية يزداد بسرعة مع كل حركة في المقياس. الفرق بين السماء الملوثة الخفيفة والسماء المظلمة هو الأنفاس!
بحلول منتصف القرن التاسع عشر ، وصلت التكنولوجيا إلى نقطة الدقة التي كانت الطريقة القديمة لقياس سطوع النجوم بالتقريب عائقًا أمام البحث. وبحلول هذا الوقت ، لم تكن مجموعة الأدوات المستخدمة لدراسة السماوات تشتمل على تلسكوب فحسب ، بل مطياف وكاميرا. قدمت هذه الأجهزة تحسينًا كبيرًا على الملاحظات المكتوبة بخط اليد ، والرسومات العدسية والاستدلالات المستمدة من ذكريات الملاحظات البصرية السابقة. بالإضافة إلى ذلك ، نظرًا لأن التلسكوبات قادرة على جمع المزيد من الضوء الذي يمكن للعين البشرية تجميعه ، فقد عرف العلم ، منذ الملاحظات التلسكوبية الأولى لغاليليو ، أن هناك نجومًا أكثر خفوتًا مما كان يشتبه به الناس عندما تم اختراع مقياس الحجم. لذلك ، أصبح من المقبول بشكل متزايد أن مهام السطوع الصادرة عن العصور القديمة كانت ذاتية للغاية. ولكن بدلاً من التخلي عنها ، اختار الفلكيون تعديلها عن طريق تمييز سطوع النجوم رياضيًا.
كان نورمان روبرت بوغسون عالم فلك بريطاني ولد في نوتنغهام بإنجلترا في 23 مارس 1829. أظهر بوغسون براعته في إجراء حسابات معقدة في سن مبكرة عن طريق حساب مداري مذنبين عندما كان عمره 18 عامًا فقط. في أكسفورد ولاحقًا في الهند ، اكتشف ثمانية كويكبات وواحد وعشرين نجمة متغيرة. لكن أكثر مساهماته التي لا تنسى في العلوم كانت نظامًا لتعيين سطوع نجمي دقيق كمياً. كان بوغسون أول من لاحظ أن النجوم من الحجم الأول كانت مشرقة مائة مرة مثل النجوم من الحجم السادس. في عام 1856 ، اقترح أن يتم قبول ذلك كمعيار جديد بحيث يؤدي كل انخفاض في الحجم إلى إنقاص قيمة السابق بمعدل يساوي الجذر الخامس 100 أو حوالي 2.512. تم تعيين Polaris و Aldebaran و Altair بقوة 2.0 من قبل Pogson وتمت مقارنة جميع النجوم الأخرى بهذه في نظامه ومن الثلاثة ، كان Polaris هو النجم المرجعي. لسوء الحظ ، اكتشف علماء الفلك لاحقًا أن Polaris متغير قليلاً ، لذلك استبدلوا تألق Vega كخط أساس للسطوع. بالطبع ، تجدر الإشارة إلى أنه تم استبدال Vega بنقطة صفر رياضية أكثر تعقيدًا.
كان تعيين قيمة كثافة للنجوم بين مستوي المقدار الأول والسادس بناءً على الاعتقاد السائد آنذاك بأن العين استشعرت اختلافات في السطوع على مقياس لوغاريتمي - اعتقد العلماء في ذلك الوقت أن حجم النجم لم يكن متناسبًا بشكل مباشر مع الكمية الفعلية من الطاقة التي تلقتها العين. لقد افترضوا أن نجمًا بحجم 4 يبدو أنه في منتصف الطريق بين سطوع نجم عند مقياس 3 ونجم عند حجم 5. نحن نعلم الآن أن هذا ليس صحيحًا. حساسية العين ليست لوغاريتمية بالضبط - إنها تتبع منحنى قانون قوة ستيفن.
وبغض النظر عن ذلك ، أصبحت نسبة Pogson هي الطريقة المعيارية لتعيين المقدار بناءً على السطوع الظاهر للنجوم المرئية من الأرض ومع مرور الوقت ، مع تحسن الأدوات ، تمكن الفلكيون من تحسين تصنيفاتهم بحيث أصبحت المقادير الكسرية ممكنة أيضًا.
كما ذكرنا سابقًا ، كان من المعروف أن الكون مليء بالنجوم أكثر خفوتًا مما يمكن للعين بمفرده إدراكه منذ عصر جاليليو. دفاتر الفلك العظيم مليئة بالإشارات إلى نجوم الحجم السابع والثامن التي اكتشفها. لذلك تم تمديد نسبة بوغسون لتشمل تلك التي كانت باهتة أكثر من الحجم السادس أيضًا. على سبيل المثال ، يمكن للعين غير المساعدة الوصول إلى حوالي 6000 نجمة (ولكن قلة من الناس يرون هذا العدد الكبير بسبب توهج خبيث ليلي والحاجة إلى المراقبة على مدى أشهر من خط الاستواء). ستزيد مناظير 10x50 الشائعة من قبضة ضوء العين بنحو خمسين مرة ، وتزيد عدد النجوم القابلة للعرض إلى حوالي 50000 وتمكن المراقب من اكتشاف الأجسام ذات الحجم التاسع. سيزيد التلسكوب المتواضع الذي يبلغ طوله ستة بوصات من الرؤية بشكل أكبر من خلال الكشف عن النجوم وصولًا إلى الحجم الثاني عشر ، وهو ما يعادل 475 خفوتًا أكثر مما يمكن للعين المجردة اكتشافه. يمكن ملاحظة ما يقرب من 60.000 هدف سماوي بأداة مثل هذه.
يمكن لتلسكوب Hale الرائع مقاس 200 بوصة على جبل Palomar ، وهو أكبر تلسكوب على سطح الأرض حتى تجاوزته الأدوات الجديدة على مدى العشرين عامًا الماضية ، أن يقدم نظرة بصرية إلى الحجم العشرين - وهو أكثر خفة بمليون مرة من الرؤية غير المدعومة. لسوء الحظ ، هذا التلسكوب غير مجهز للمراقبة المباشرة - لم يأت مع حامل العدسة ، ومثل أي تلسكوب كبير آخر اليوم ، فهو في الأساس عبارة عن عدسة كاميرا عملاقة. يمكن لتلسكوب هابل الفضائي ، في مدار أرضي منخفض ، تصوير النجوم عند الحجم التاسع والعشرين. هذا يمثل حافة البشرية الحالية للكون المرئي - حوالي 25 مليار مرة أكثر خفوتًا من الإدراك البشري العادي! بشكل لا يصدق ، توجد مقاريب ضخمة على لوحة الرسم ويتم تمويلها ، مع مرايا تجمع خفيفة بحجم ملاعب كرة القدم ، مما سيمكن من رؤية الأشياء عند الحجم الثامن والثلاثين! من المفترض أن هذا قد يأخذنا إلى فجر الخلق!
مع كون Vega تمثل نقطة البداية لتحديد المقدار ، كان يجب القيام بشيء بأشياء أكثر إشراقًا أيضًا. تتفوق ثمانية نجوم والعديد من الكواكب والقمر والشمس (جميع) على سبيل المثال فيغا. نظرًا لأن استخدام أرقام أعلى يمثل أشياء أكثر خفة من العين المجردة ، يبدو من المناسب استخدام الصفر والأرقام السالبة لاستيعاب تلك التي كانت أكثر سطوعًا من Vega. لذلك ، يقال أن الشمس تشرق عند -26.8 ، البدر عند -12. سيريوس ، ألمع نجم شوهد من كوكبنا ، حصل على حجم -1.5.
استمر هذا الترتيب لأنه يجمع بين الدقة والمرونة ليصف بدقة عالية السطوع الظاهر لكل شيء يمكننا رؤيته في السماء.
ومع ذلك ، يمكن أن تكون تألق النجوم خادعة. تبدو بعض النجوم أكثر إشراقًا لأنها أقرب إلى الأرض ، وتطلق كميات كبيرة من الطاقة بشكل غير عادي أو لها لون تدركه أعيننا بحساسية أكبر أو أقل. لذلك ، يمتلك الفلكيون أيضًا نظامًا منفصلاً يصف بريق النجوم بناءً على كيفية ظهورها من مسافة قياسية - حوالي 33 سنة ضوئية - تسمى الحجم المطلق. هذا يزيل آثار انفصال النجم عن كوكبنا ، وسطوعه الجوهري ولونه من معادلة الحجم الظاهرة.
لاستنتاج الحجم المطلق للنجم ، يجب على الفلكيين أولاً أن يفهموا بعده الفعلي. هناك العديد من الطرق التي أثبتت فائدتها ، ومن بينها هذا المنظر هو الأكثر استخدامًا. إذا قمت بإمساك إصبع لأعلى بطول الذراعين ، فقم بتحريك رأسك من جانب إلى آخر ، وستلاحظ أن الإصبع يبدو أنه يغير موضعه بالنسبة للأشياء الموجودة في الخلفية. هذا التحول هو مثال بسيط على اختلاف المنظر. يستخدمه الفلكيون لقياس المسافات النجمية عن طريق قياس موقع جسم ما مقابل نجوم الخلفية عندما تكون الأرض على جانب واحد من مدارها مقابل الجانب الآخر. من خلال تطبيق علم المثلثات ، يمكن لعلماء الفلك حساب مسافة الجسم. بمجرد أن يتم فهم ذلك ، يمكن لحساب آخر تقدير سطوعه الظاهري عند 33 سنة ضوئية.
تغييرات غريبة على تعيينات حجم النتيجة. على سبيل المثال ، يتقلص حجم شمسنا المطلق إلى 4.83 فقط. Alpha Centauri ، أحد أقرب جيراننا النجمين ، مشابه بحجم مطلق يبلغ 4.1. ومن المثير للاهتمام أن Rigel ، النجم الأبيض والأزرق اللامع الذي يمثل قدم الصياد الأيمن في كوكبة Orion ، يضيء بحجم ظاهري يبلغ حوالي الصفر ولكن بحجم مطلق -7. وهذا يعني أن ريجل أكثر إشراقًا بعشرات الآلاف من المرات من شمسنا.
هذه إحدى الطرق التي تعلم بها علماء الفلك عن الطبيعة الحقيقية للنجوم على الرغم من كونها بعيدة جدًا!
لم يكن جاليليو آخر عالم فلك إيطالي. على الرغم من أنه يمكن القول إنه الأكثر شهرة ، فإن إيطاليا الحديثة تعج بالآلاف من علماء الفلك الهواة المحترفين والموهوبين على مستوى عالمي الذين يشاركون في البحث عن الكون وتصويره. على سبيل المثال ، الصورة الرائعة التي تصاحب هذه المناقشة تم إنتاجها بواسطة جيوفاني بينينتيندي بواسطة تلسكوب Ritchey-Chretien مقاس 10 بوصات وكاميرا فلكية 3.5 ميجا بكسل من موقع المراقبة الخاص به في صقلية في 23 سبتمبر 2006. تصور الصورة سديم أثيري ، عين فان دن بيرغ 152. إنه في اتجاه كوكبة Cepheus ، التي تقع على بعد حوالي 1400 سنة ضوئية من الأرض. نظرًا لأنه يضيء فقط بقوة ضعيفة 20 (والتي يجب أن تقدرها الآن على أنها باهتة للغاية!) ، استغرق Giovanni 3.5 ساعة من التعرض لالتقاط هذا المشهد الرائع.
تنتج النجم اللامع ، بالقرب من القمة ، الصبغة الجميلة للسحابة. حبيبات الغبار المجهرية داخل السديم صغيرة بما يكفي لتعكس الأطوال الموجية الأقصر لنجوم النجوم ، والتي تميل نحو الجزء الأزرق من الطيف اللوني. الأطوال الموجية الأطول ، التي تميل نحو الأحمر ، تمر ببساطة. وهذا مشابه أيضًا لسبب أن سماءنا الأرضية زرقاء ، وتأثير الإضاءة الخلفية المدهش حقيقي جدًا ويأتي من ضوء النجوم المدمج في مجرتنا!
هل لديك صور تود مشاركتها؟ انشرها في منتدى التصوير الفلكي في مجلة الفضاء أو أرسلها بالبريد الإلكتروني ، وقد نعرضها في مجلة الفضاء.
بقلم ر. جاي جايباني
