1889. gada jūnijā, apmēram gadu pirms viņa nelaikā nāves, izcili nīderlandiešu postimpresionists Vinsents Van Gogs nikni pabeidza Zvaigžņotā nakts apmetoties klosterī Saint-Paul de Mausole, garīgajā patvērumā, kas atrodas Francijas dienvidos. Gleznā ir attēlots pazemīgs ciemats, kas atrodas starp kalnaini kalnu zilo mieru un maģiskām debesīm, kuras piepilda komētas formas mākoņi un ratu zvaigžņu izmēri, kas ir Ferris riteņu lielumā. Kaut arī Van Gogs savas dzīves laikā pārdeva tikai vienu gleznu, šis nenovērtējamais mākslas darbs ir kļuvis par ikonu. Tajā viņš iemūžināja bērnišķīgu brīnumu, ko pieaugušie var atpazīt, kurš nav stāvējis ārā un ir aizrāvies ar mirdzošām zvaigznēm, kuras svin virs galvas. Skaisti attēli no kosmosa var izraisīt līdzīgu satraukumu no astronomiskajiem entuziastiem. Tomēr fotogrāfi, kas tos ražo, ir vairāk ieinteresēti zvaigznēs, kad viņi ir mierīgi.
Zvaigžņotā nakts (1889. gads) nebija vienīgā Van Goga glezna, kas attēlo nakts stiprinājumu. Faktiski šis audekls nebija viņa iecienītākais, jo tas nebija tik reālistisks, kā viņš sākotnēji bija iedomājies. Piemēram, gadu iepriekš viņš ražoja Zvaigžņotā nakts pār Ronu (1888) un Kafejnīcas terase naktī (1888). Abiem no tiem ir kopīgi elementi, taču katrs arī ir unikāls - iepriekšējās versijās ir iekļauti cilvēki, un, piemēram, zvaigznēm ir mazāka loma. Neskatoties uz to, visi šie trīs darbi ir savaldzinājuši miljonus, un katru dienu simtiem mākslas cienītāju pulcējas ap viņiem, attiecīgajos muzejos, padarot personiskas interpretācijas sev un citiem, kas klausīsies.
Interesanti, ka tas, kas padara neaizmirstamu mākslu, var radīt aizmirstus astronomiskos attēlus. Konkrētāk, žilbinošā uguņošana katrā no Van Goga gleznām attēlo zvaigznes, kuras mirdz un mirgo.
Mēs dzīvojam tādu gāzu okeāna dibenā, kuras galvenokārt sastāv no slāpekļa (78%), skābekļa (21%) un argona (1%), kā arī daudzām citām sastāvdaļām, ieskaitot ūdeni (0–7%), “siltumnīcefekta” gāzes vai ozonu (0–0,01%) un oglekļa dioksīdu (0,01–0,1%). Tas stiepjas augšup no Zemes virsmas līdz aptuveni 560 jūdžu augstumam. Raugoties no Zemes orbītas, mūsu atmosfēra parādās kā mīksts zils mirdzums tieši virs mūsu planētas horizonta. Katra lieta, ko mēs novērojam, kas pastāv ārpus mūsu planētas, - Saule, Mēness, tuvējās planētas, zvaigznes un viss pārējais, tiek apskatīti caur šo starpposmu, ko mēs saucam par atmosfēru.
Tas pastāvīgi kustas, mainot blīvumu un sastāvu. Atmosfēras blīvums palielinās, tuvojoties Zemes virsmai, kaut arī tas nepavisam nav vienmērīgs. Tas darbojas arī kā prizma, kad gaisma šķērso. Piemēram, gaismas stari ir izliekti, kad tie šķērso dažādu temperatūru reģionus, liekoties pret aukstāku gaisu, jo tas ir blīvāks. Tā kā siltais gaiss paaugstinās un vēsāks gaiss nolaižas, gaiss paliek turbulents un tādējādi gaismas stari no kosmosa pastāvīgi maina virzienu. Šīs izmaiņas mēs redzam kā zvaigžņu raustīšanos.
Tuvāk zemei, vēsākam vai siltākam vējam, kas pūš horizontāli, var rasties arī straujas gaisa blīvuma izmaiņas, kas nejauši maina gaismas ceļu. Tādējādi arī vēja pūšana, kas pūš no četriem stūriem, veicina zvaigžņu jigling. Bet gaiss var izraisīt arī to, ka zvaigznes ātri novirza fokusu, izraisot to pēkšņu tuvināšanu, spožumu vai krāsas maiņu. Šo efektu sauc par scintilāciju.
Interesanti, ka gaiss var kustēties, kaut arī mēs nevaram just tā vēsmas - vēja spēki augstu virs mūsu galvas var izraisīt arī zvaigžņu drebēšanu. Piemēram, strūklas straume, kas ir samērā šauru globusu straumējošu straumju josla, kas atrodas apmēram sešas līdz deviņas jūdzes augšup, pastāvīgi maina savu atrašanās vietu. Parasti tas pūš no rietumiem uz austrumiem, bet tā relatīvā ziemeļu-dienvidu pozīcija joprojām tiek pastāvīgi pārskatīta. Tas var izraisīt ļoti nestabilus atmosfēras apstākļus, kurus nevar izjust uz zemes, taču strūklas straume radīs debesis, kas piepildītas ar twinklers, ja tās plūst pāri jūsu atrašanās vietai!
Tā kā planētas atrodas tuvāk zvaigznēm, to lielumu var uzskatīt par disku, kas ir lielāks nekā vēja turbulences izraisītā refrakcijas maiņa. Tāpēc viņi reti raustās vai to dara tikai ekstremālos apstākļos. Piemēram, gan zvaigznes, gan planētas tiek skatītas caur daudz biezākiem atmosfēras slāņiem, kad tās atrodas netālu no horizonta, nekā tad, ja ir virs galvas. Tāpēc abi mirgos un dejos, kad tie paceļas vai nostājas, jo viņu gaisma iziet cauri daudz blīvākam gaisa daudzumam. Līdzīgs efekts rodas, skatot tālās pilsētas gaismas.
Mirklis, ko mēs redzam naktīs ar zvaigznēm, ir teleskops simtiem reižu palielināts. Faktiski mirgošana var nopietni samazināt šo instrumentu efektivitāti, jo viss, ko var novērot, ir ārpus fokusa, nejauši pārvietojamiem gaismas lāseņiem. Ņemiet vērā, ka lielākā daļa astronomisko fotoattēlu tiek veidoti, turot kameras aizvaru atvērtu minūtes vai stundas. Tāpat kā jums ir jāatgādina objektam nekustīgi, kamēr fotografējat, astronomi vēlas, lai zvaigznes nepaliktu nekustīgas, jo arī viņu fotogrāfijas tiek nosmērētas. Viens no iemesliem, kāpēc observatorijas atrodas kalnu virsotnēs, ir samazināt gaisa daudzumu, kas viņu teleskopiem jāiziet cauri.
Astronomi atmosfēras turbulences efektu sauc par redzot. Viņi var izmērīt tā ietekmi uz savu kosmosa skatu, aprēķinot fotozvaigžņu diametru. Piemēram, ja zvaigznes attēlu var uzņemt ar tūlītēju ekspozīciju, tad teorētiski zvaigzne parādās kā viens gaismas punkts, jo līdz šim neviens teleskops nevar atrisināt zvaigznes faktisko disku. Zvaigžņu attēlu uzņemšanai ir nepieciešama ilga ekspozīcija, un, kamēr kameras aizvars ir atvērts, mirgošana un mirgošana liks zvaigznei dejot, kā arī pārvietoties un izcelties no fokusa. Tā kā tās kustības ir nejaušas, zvaigznei ir tendence veidot apaļu modeli, kas ir simetrisks visās tās patiesās atrašanās vietas pusēs pa vidu.
Jūs varat to parādīt pats, ja jums ir kāds brīdis un esat ziņkārīgs. Piemēram, ja paņemat zīmuli vai burvju marķieri, kas piestiprināts ar īsu auklu ar tapu, kas iestrēdzis kartona vai ļoti smaga papīra gabalā, tad apvelciet rakstīšanas instrumentu apmēram, nenoņemot tapu, laika gaitā jūs izveidojat kaut ko tādu, kas izskatās aptuveni kā aplis. Jūsu apaļais rotājums radīsies, jo virkne ierobežo jūsu maksimālo attālumu no centrālās tapas. Jo garāka virkne, jo lielāks aplis. Zvaigznes rīkojas šādi, jo viņu gaisma tiek ierakstīta ilgstošas ekspozīcijas fotoattēlā. Laba redzēšana rada īsu optisko virkni (slikta redzēšana padara virkni garāku), zvaigznes patiesā atrašanās vieta kļūst par centrālo tapu, un zvaigzne uzvedas kā rakstāmpiederums, kura gaisma atstāj atzīmi kameras attēlveidošanas mikroshēmā. Tādējādi, jo sliktāks redzējums un vairāk dejas notiek ekspozīcijas laikā, jo lielāks disks parādās gala attēlā.
Tā kā slikta redzēšana liks zvaigznītēm fotoattēlos parādīties lielākiem izmēriem nekā tie, kas uzņemti labas redzes laikā. Redzamie mērījumi tiek saukti par pilna platuma pusi maksimālo vai FWHM. Tā ir atsauce uz vislabāko iespējamo leņķisko izšķirtspēju, ko var sasniegt ar optisku instrumentu garā ekspozīcijas attēlā, un tā atbilst zvaigznes lieluma diametram. Labākais redzējums nodrošina FWHM diametru aptuveni četru punktu (.4) loka sekundēs. Bet, lai to iegūtu, jums jāatrodas liela augstuma observatorijā vai nelielā salā, piemēram, Havaju salās vai La Palmā. Pat šajās vietās reti ir šāda veida ļoti augstas kvalitātes redzamība.
Amatieru astronomi arī uztraucas par redzēšanu. Parasti amatieriem ir jāpacieš redzēt apstākļus, kas ir simtiem reižu sliktāki nekā vislabāk novērotie attālās astronomiskās instalācijas. Tas ir tāpat kā zirņu un beisbola salīdzināšana pašos ekstrēmākajos gadījumos. Tāpēc amatieru fotogrāfijās no debesīm ir zvaigznes, kuru diametrs ir daudz lielāks nekā profesionālos novērošanas centros, it īpaši, ja piemājas astronomi izmanto teleskopus ar lielu fokusa attālumu. To var atpazīt arī plaša lauka apstākļos, ar īsu fokusa attālumu, neprofesionāliem attēliem, kad tie ir palielināti vai izpētīti ar palielināmo stiklu.
Amatieri var uzlabot redzi, novēršot temperatūras starpību starp vietējiem siltuma avotiem un gaisu virs viņu teleskopiem. Piemēram, amatieri savus instrumentus bieži gatavo ārpus saulrieta un ļauj tajos esošajam stiklam, plastmasai un metālam sasniegt tādu pašu temperatūru kā apkārtējam gaisam. Jaunākie pētījumi arī parādīja, ka daudzas redzes problēmas sākas tieši virs teleskopa primārā spoguļa. Ir pierādīts, ka pastāvīga, maiga gaisa plūsma, kas iet virs primārā spoguļa, ievērojami uzlabo teleskopisko redzi. Novērst ķermeņa karstuma paaugstināšanos teleskopa priekšā arī palīdz, un instrumenta novietošana termiski draudzīgā vietā, piemēram, atklātā zāles laukā, var dot pārsteidzošus rezultātus. Arī atvērtie sānu teleskopi ir pārāki par tiem, kuru primārie spoguļi ir mēģenes apakšā.
Profesionālie astronomi redz arī uzlabošanas stratēģijas. Bet to risinājumi mēdz būt ārkārtīgi dārgi un liek uzspiest mūsdienu tehnoloģiju aploksni. Piemēram, tā kā atmosfēra neizbēgami rada sliktu redzējumu, vairs nav tālu jāmeklē iespēja teleskopu novietot virs tā Zemes orbītā. Tāpēc Habla kosmiskais teleskops tika uzbūvēts un palaists no Kanaveralas raga uz Kosmosa Shuttle Izaicinātājs 1990. gada aprīlī. Lai arī tā galvenā spoguļa diametrs ir tikai aptuveni simts collas, tas rada asākus attēlus nekā jebkurš teleskops, kas atrodas uz Zemes, neatkarīgi no to lieluma. Faktiski Habla kosmiskā teleskopa attēli ir etalons, pēc kura mēra visus pārējos teleskopiskos attēlus. Kāpēc viņi ir tik asi? Habla attēlus redzēšana neietekmē.
Kopš Habla kosmiskā teleskopa nodošanas ekspluatācijā tehnoloģija ir ievērojami uzlabojusies. Gados, kas pagājuši kopš tās palaišanas, ASV valdība ir de-klasificējusi savu metodi spiegu satelītu redzes pastiprināšanai, kas uztur cilnes uz Zemes. To sauc par adaptīvo optiku, un tas ir radījis revolūciju astronomiskajā attēlā.
Būtībā redzēšanas efektus var noliegt, ja pakustināt teleskopu vai mainīt tā fokusu tieši pretējā virzienā pret atmosfēras radītajiem nasties. Tam nepieciešami ātrgaitas datori, smalki servodzinēji un elastīga optika. Tas viss kļuva iespējams 1990. gados. Ir divas profesionālas pamata stratēģijas sliktas redzamības radīto seku samazināšanai. Viens maina galvenā spoguļa līkni, bet otrs pārvieto gaismas ceļu, kas sasniedz kameru. Abi paļaujas uz zvaigznītes novērošanu netālu no vietas, kuru astronoms novēro, un, pamanot, kā atsauci ietekmē redzēšana, ātri datori un servodzinēji var veikt optiskas izmaiņas galvenajā teleskopā. Tiek izstrādāta vai tiek būvēta jauna lielu teleskopu paaudze, kas uz zemes balstītiem instrumentiem ļaus fotografēt kosmosa attēlus, kas konkurē ar Habla teleskopu.
Vienā metodē ir simtiem mazu mehānisku virzuļu, kas novietoti zem salīdzinoši plāna galvenā spoguļa un atrodas tā aizmugurē. Katrs virzuļa stienis tik nedaudz spiež spoguļa aizmuguri, lai tā forma mainītos pietiekami, lai novēroto zvaigzni atgrieztos mirušajā centrā un perfektā fokusā. Otra pieeja, ko izmanto ar profesionāliem teleskopiem, ir nedaudz mazāk sarežģīta. Tas ievieš nelielu elastīgu spoguli vai objektīvu, kas atrodas netālu no kameras, kur gaismas konuss ir salīdzinoši mazs un koncentrēts. Paceļot vai noliecot mazo spoguli vai objektīvu pretēji un ar atsauces zvaigznes mirgošanu, redzēšanas problēmas var novērst. Optiskos pielāgojumus, ko sāk kāds no risinājumiem, veic nepārtraukti visā novērošanas sesijā, un katra izmaiņa notiek sekundes daļās. Sakarā ar šo tehnoloģiju panākumiem tagad tiek uzskatīti par iespējamiem milzīgiem sauszemes teleskopiem. Astronomi un inženieri domā teleskopus ar gaismas savākšanas virsmām, kas ir tik lielas kā futbola laukumi!
Interesanti, ka amatieru astronomiem ir pieejama arī vienkārša adaptīvā optika. Viens uzņēmums, kura galvenā mītne atrodas Santa Barbarā, Kalifornijā, aizsāka tādas vienības attīstību, kas varētu mazināt sliktas redzamības vai nepareizi izlīdzinātu teleskopu stiprinājumu sekas. Firmas adaptīvās optikas ierīces darbojas kopā ar tās astronomiskajām kamerām un, lai novirzītu gaismu, kas sasniedz attēlveidošanas mikroshēmu, izmanto nelielu spoguli vai objektīvu.
Astronoms Frenks Barness III arī bija nobažījies par redzēšanu, kad viņš uzrādīja šo pārsteidzošo zvaigžņu kopas un miglāja attēlu, kas atrodas Kasiopejas zvaigznājā. Tā ir neliela Dvēseles miglāja daļa, kas J.L.E. tika apzīmēta ar IC 1848. Dreijera orientiera otrais indeksu katalogs (IC) (publicēts 1908. gadā kā papildinājums viņa sākotnējiem jaunajiem vispārīgajiem un pirmajiem indeksu apkopojumiem).
Frenks ziņoja, ka redzēšana ir labvēlīga un katrās viņa trīsdesmit vienas, trīsdesmit minūtes ilgajās ekspozīcijās FWHM ir no 1,7 līdz 2,3 ″. Ņemiet vērā šajā attēlā redzamo zvaigžņu izmēru - tās ir ļoti mazas un cieši pieguļošas. Tas ir samērā laba redzējuma apstiprinājums!
Starp citu, krāsas šajā attēlā ir mākslīgas. Tāpat kā daudzus astronomus, kurus nomoka vietējais nakts gaismas piesārņojums, Frenks savus attēlus eksponēja ar speciālu filtru palīdzību, kas tikai dažu elementu izstarotajai gaismai ļauj sasniegt kameras detektoru. Šajā piemērā sarkans apzīmē nātriju, zaļš apzīmē ūdeņradi, bet zils apzīmē skābekļa klātbūtni. Īsāk sakot, šis attēls ne tikai parāda, kā izskatās šis reģions kosmosā, bet arī no kā tas ir izgatavots.
Jāatzīmē arī tas, ka Franks šo izcilo attēlu izgatavoja, izmantojot 6,3 megapikseļu astronomisko kameru un 16 collu Ritchey-Chretien teleskopu laikā no 2006. gada 2. oktobra līdz 4. oktobrim.
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
