Tāpat kā uzmanības centrā nokļuvušās sadrumstalotās stikla šķembas, nakts debesīs zvaigznes šķiet maldinoši pasīvas. Zvaigžņu virsmas temperatūra var sasniegt 50 000 grādus pēc Celsija vairāk nekā desmit reizes karstāka nekā mūsu saule - un dažās no tām tā var sasniegt vairāk nekā miljonu grādu! Karstums zvaigznī sasniedz vēl augstāku līmeni, kas parasti pārsniedz vairākus miljonus grādu - pietiekami, lai atdalītu atomu kodolus un pārveidotu tos par jauna veida matērijām. Mūsu ikdienas skatiens augšup ne tikai neatklāj šos ekstremālos apstākļus, bet arī tikai norāda uz milzīgo zvaigžņu dažādību, kas pastāv. Zvaigznes ir sakārtotas pāros, trijniekos un kvartetos. Daži no tiem ir mazāki nekā Zeme, bet citi ir lielāki par visu mūsu Saules sistēmu. Tā kā pat tuvākā zvaigzne ir 26 triljonu jūdžu attālumā, gandrīz viss, ko mēs par tām zinām, ieskaitot pievienotajā attēlā redzamos, ir izgaismots tikai no viņu gaismas.
Mūsdienās mūsu tehnoloģija joprojām ir mežonīgi nespējīga nosūtīt cilvēku vai robotu pat uz tuvāko zvaigzni turp un atpakaļ tranzīta laikā, kas ir mazāks par vairākiem tūkstošiem gadu. Tādēļ zvaigznes paliek fiziski nepieejamas tagad un daudzus gadus bez nepieredzēta sasnieguma kosmosa dzinējā. Tomēr, kaut arī nav praktiski apmeklēt kalnu, ir bijis iespējams izpētīt tās kalna daļas, kuras mums ir nosūtītas zvaigžņu gaismas veidā. Gandrīz viss, ko mēs zinām par zvaigznēm, ir balstīts uz paņēmienu, kas pazīstams kā spektroskopija - gaismas un cita veida starojuma analīze.
Spektroskopijas pirmsākumi izriet no Īzaka Ņūtona, septiņpadsmitā gadsimta angļu matemātiķa un zinātnieka. Ņūtonu ieintriģēja toreiz savdabīgais priekšstats, ko ierosināja iepriekšējie domātāji, piemēram, Renē Dekarts, ka baltā gaisma satur visas varavīksnes krāsas. 1666. gadā Ņūtons eksperimentēja ar stikla prizmu, nelielu caurumu vienā no viņa logu slēģiem un balto istabas sienu. Kad gaisma no cauruma izgāja caur prizmu, tā it kā ar burvju palīdzību tika izkliedēta masīvā, kurā nedaudz pārklājas krāsas: no sarkanas līdz violetai. Viņš bija pirmais, kurš to raksturoja kā spektru, kas ir latīņu valodas apzīmējuma vārds.
Astronomijā uzreiz netika iekļauts Ņūtona atklājums. Labi astoņpadsmitajā gadsimtā astronomi uzskatīja, ka zvaigznes ir tikai fons planētu kustībai. Daļa no tā balstījās uz plaši izplatīto neticību, ka zinātne kādreiz varētu izprast zvaigžņu patieso fizisko dabu to attāluma dēļ. Tomēr to visu mainīja vācu optiķis, vārdā Džozefs Fraunhofers.
Piecus gadus pēc pievienošanās Minhenes optiskajai firmai Fraunhofers, pēc tam 24 gadu vecumā, tika izveidots par partneri, pateicoties viņa prasmei stikla ražošanā, lēcu slīpēšanā un noformēšanā. Viņa tiekšanās pēc ideāliem objektīviem, ko izmanto teleskopos un citos instrumentos, lika viņam eksperimentēt ar spektroskopiju. 1814. gadā viņš uzstādīja mērīšanas teleskopu, piestiprināja prizmu starp to un nelielu saules gaismas spraugu, pēc tam skatījās caur okulāru, lai novērotu iegūto spektru. Viņš novēroja krāsu izplatību, kā viņš bija gaidījis, bet redzēja kaut ko citu - gandrīz neskaitāmu skaitu spēcīgu un vāju vertikālu līniju, kas bija tumšākas par pārējām krāsām, un dažas parādījās gandrīz melnas. Šīs tumšās līnijas vēlāk ikvienam fizikas studentam kļūs pazīstamas kā Fraunhofera absorbcijas līnijas. Iespējams, Ņūtons tos nebija redzējis, jo viņa eksperimentā izmantotais caurums bija lielāks nekā Fraunhofera sprauga.
Šajās līnijās aizraujot, un daži no tiem nebija viņa instrumenta artefakti, Fraunhofers tos centīgi pētīja. Laika gaitā viņš kartēja vairāk nekā 600 līnijas (šodien ir aptuveni 20 000), pēc tam pievērsa uzmanību Mēnesim un tuvākajām planētām. Viņš uzskatīja, ka līnijas ir identiskas, un secināja, ka tas notika tāpēc, ka mēness un planētas atspoguļoja saules gaismu. Tālāk viņš pētīja Siriusu, bet secināja, ka zvaigznes spektram ir atšķirīgs modelis. Pēc tam katrai zvaigznei, kuru viņš novēroja, bija unikāls tumšu vertikālu līniju komplekts, kas katru no tām atšķīra no citām kā pirkstu nospiedumu. Šī procesa laikā viņš ievērojami uzlaboja ierīci, kas pazīstama kā difrakcijas režģis un ko varēja izmantot prizmas vietā. Viņa uzlabotie režģi deva daudz detalizētākus spektrus nekā prizma un ļāva viņam izveidot tumšo līniju kartes.
Fraunhofers pārbaudīja savus spektroskopus - terminu, kas radīts vēlāk, novērojot gāzes liesmas gaismu un identificējot parādītās spektrālās līnijas. Šīs līnijas tomēr nebija tumšas - tās bija spilgtas, jo to cēlonis bija materiāls, kas bija sakarsēts līdz kvēlspuldzei. Fraunhofers atzīmēja sakritību starp tumšo līniju pāru izvietojumu Saules spektrā ar spilgtu līniju pāri no viņa laboratorijas liesmām un sprieda, ka tumšās līnijas var izraisīt noteiktas gaismas neesamība it kā Saule (un citas zvaigznes) bija aplaupījuši šauru krāsu joslu spektrus.
Tumšo līniju noslēpums netika atrisināts līdz aptuveni 1859. gadam, kad Gustavs Kiršhofs un Roberts Bunsens veica eksperimentus, lai ķīmiskos materiālus identificētu pēc to krāsas, kad tos sadedzina. Kiršhofs ieteica Bunsenam izmantot skaidrāko metodi atšķirības noteikšanai spektroskopu, un drīz vien kļuva skaidrs, ka katram ķīmiskajam elementam ir unikāls spektrs. Piemēram, nātrijs izgatavoja līnijas, kuras Fraunhofers pamanīja vairākus gadus iepriekš.
Kiršhofs turpināja pareizi izprast tumšās līnijas Saules un Zvaigžņu spektrā: gaisma no Saules vai zvaigzne iet caur apkārtējo atmosfēru, kurā ir vēsākas gāzes. Šīs gāzes, piemēram, nātrija tvaiki, absorbē raksturīgo viļņa garumu no gaismas un rada tumšās līnijas, kuras Fraunhofers pamanīja agrāk šajā gadsimtā. Tas atslēdza kosmiskās ķīmijas kodu.
Kiršofs vēlāk atšifrēja saules atmosfēras sastāvu, identificējot ne tikai nātriju, bet arī dzelzi, kalciju, magniju, niķeli un hromu. Dažus gadus vēlāk, 1895. gadā, astronomi, apskatot saules aptumsumu, apstiprināja tāda elementa spektrālās līnijas, kas vēl nebija atklāts uz zemes hēlija.
Turpinot detektīvu darbu, astronomi atklāja, ka radiācija, kuru viņi pētīja, izmantojot spektroskopus, pārsniedz jau pazīstamās redzamās krāsas elektromagnētiskos apgabalos, kurus mūsu acis nespēj uztvert. Mūsdienās liela daļa darbu, kas piesaista profesionālu astronomu uzmanību, nav saistīts ar dziļā kosmosa objektu vizuālajām īpašībām, bet gan ar to spektru raksturu. Piemēram, praktiski visas jaunatklātās papildu saules planētas ir atklātas, analizējot zvaigžņu spektra nobīdes, kas tiek ieviestas, riņķojot ap vecāku zvaigzni.
Milzīgos teleskopus, kas apzīmē zemeslodi ļoti attālās vietās, reti izmanto ar okulāru un reti fotografē, piemēram, ar šo diskusiju. Dažiem no šiem instrumentiem spoguļa diametrs pārsniedz 30 pēdas, bet citiem, vēl projektēšanas un finansēšanas posmos, var būt gaismas savākšanas virsmas, kas pārsniedz 100 metrus! Kopumā visi, kas eksistē, un tie, kas atrodas zīmēšanas tāfelē, ir optimizēti, lai savāktu un sadalītu iegūto gaismu, izmantojot sarežģītus spektroskopus.
Pašlaik daudzus no skaistākajiem dziļas kosmosa attēliem, piemēram, šeit attēlotajiem, ražo apdāvināti amatieru astronomi, kurus piesaista to objektu skaistums, kas dreifē visā dziļajā kosmosā. Apbruņoti ar jutīgām digitālajām fotokamerām un ārkārtīgi precīziem, bet pieticīgiem optiskajiem instrumentiem, tie joprojām ir iedvesmas avots cilvēkiem visā pasaulē, kuriem ir līdzīga aizraušanās.
Krāsaino attēlu augšējā labajā stūrī šī gada augustā izveidoja Dans Kovals no savas privātās observatorijas. Tajā parādīta ainava, kas atrodas ziemeļu zvaigznāja Cygnus virzienā. Šī sarežģītā molekulārā ūdeņraža un putekļu masa atrodas apmēram 4000 gaismas gadu attālumā no Zemes. Lielu daļu gaismas, kas redzama šī miglāja galvenajā daļā, rada masīvā spožā zvaigzne netālu no tās centra. Platleņķa, garas ekspozīcijas fotogrāfijas atklāj miglāju, ka tas ir ļoti plašs - būtībā plaša starpzvaigžņu putekļu upe.
Šis attēls tika izgatavots ar sešu collu apohromatisku refraktoru un 3,5 megapikseļu astronomisku kameru. Attēls attēlo gandrīz 13 ekspozīcijas stundas.
Vai jums ir fotoattēli, kurus vēlaties kopīgot? Nosūtiet tos kosmosa žurnāla astrofotogrāfijas forumā vai nosūtiet pa e-pastu, un mēs, iespējams, to iezīmēsim Space Magazine.
Raksta R. Jay GaBany
