Kas ir spožums un ko tas mums pasaka?

Cik spoža ir zvaigzne? Planēta? Galaktika? Kad astronomi vēlas atbildēt uz šiem jautājumiem, viņi izsaka šo objektu spilgtumu, izmantojot terminu "spožums". Tas raksturo objekta spilgtumu telpā. Zvaigznes un galaktikas izdala dažādas gaismas formas. Kas laipns gaismas, ko viņi izstaro vai izstaro, norāda, cik viņi ir enerģiski. Ja objekts ir planēta, tas neizstaro gaismu; tas to atspoguļo. Tomēr astronomi arī izmanto terminu "spožums", lai apspriestu planētu spilgtumus.

Jo lielāks ir objekta gaišums, jo spilgtāks tas parādās. Objekts var būt ļoti gaismas daudzos gaismas viļņu garumos, sākot no redzamās gaismas, rentgena, ultravioletā, infrasarkanā, mikroviļņu, līdz radio un gamma stari, Tas bieži ir atkarīgs no izstarotās gaismas intensitātes, kas ir atkarīgs no objekta enerģētiskās vērtības ir.

Lielākā daļa cilvēku var iegūt ļoti vispārīgu priekšstatu par objekta spilgtumu, vienkārši apskatot to. Ja tas izskatās gaišs, tam ir lielāks spožums nekā tad, ja tas ir vājš. Tomēr šis izskats var būt maldinošs. Attālums ietekmē arī objekta šķietamo spilgtumu. Tāla, bet ļoti enerģiska zvaigzne mums var šķist blāvāka nekā zemākas enerģijas, bet tuvāk.

Astronomi nosaka zvaigznes spožumu, apskatot tās lielumu un faktisko temperatūru. Faktiskā temperatūra ir izteikta Kelvina grādos, tātad Saule ir 5777 kelvini. Kvazārs (tāls, hiperenerģisks objekts masīvas galaktikas centrā) varētu būt pat 10 triljoni grādu Kelvina. Katra no to efektīvajām temperatūrām objektam piešķir atšķirīgu spilgtumu. Tomēr kvazārs ir ļoti tālu, un tāpēc tas ir blāvi.

Gaismas spēja ir svarīga, lai saprastu, kas objektam dod spēku - no zvaigznēm līdz kvazāriem iekšējais spožums. Tas ir enerģijas daudzuma mērs, ko tas faktiski izdala visos virzienos katru sekundi neatkarīgi no tā, kur tas atrodas Visumā. Tas ir veids, kā izprast objektā notiekošos procesus, kas palīdz padarīt to spilgtu.

Vēl viens veids, kā secināt zvaigznes spožumu, ir izmērīt tās šķietamo spilgtumu (kā tas izskatās acij) un salīdzināt to ar attālumu. Zvaigznes, kas atrodas tālāk, šķiet blāvākas nekā, piemēram, tuvāk esošās zvaigznes. Tomēr objekts var būt arī blāva izskata, jo gaismu absorbē gāze un putekļi, kas atrodas starp mums. Lai iegūtu precīzu debess objekta spilgtuma mērījumu, astronomi izmanto specializētus instrumentus, piemēram, bolometru. Astronomijā tos galvenokārt izmanto radioviļņu garumā - jo īpaši submilimetru diapazonā. Vairumā gadījumu tie ir īpaši atdzesēti instrumenti līdz vienai pakāpei virs absolūtās nulles, lai tie būtu jutīgākie.

Vēl viens veids, kā izprast un izmērīt objekta spilgtumu, ir tā lielums. Tas ir noderīgi, ja zināt, vai jūs esat zvaigznājā, jo tas palīdz saprast, kā novērotāji var atsaukties uz zvaigžņu spilgtumu viens pret otru. Lieluma skaitlis ņem vērā objekta spilgtumu un tā attālumu. Būtībā otrās pakāpes objekts ir apmēram divarpus reizes gaišāks nekā trešā lieluma objekts un divarpus reizes blāvāks nekā pirmā lieluma objekts. Jo mazāks skaitlis, jo spilgtāks ir lielums. Piemēram, Saule ir -26,7. Zvaigzne Sirius ir magnitūdas -1,46. Tas ir 70 reizes gaišāks nekā saule, taču tas atrodas 8,6 gaismas gadu attālumā un ir nedaudz tuvināts attāluma dēļ. Ir svarīgi saprast, ka ļoti spilgts objekts no liela attāluma var parādīties ļoti blāvs tā attāluma dēļ, turpretim daudz tuvāk esošais blāvais objekts var "izskatīties" gaišāks.

Acīmredzamais lielums ir objekta spilgtums, kāds tas parādās debesīs, kad mēs to vērojam, neatkarīgi no tā, cik tālu tas atrodas. Absolūtais lielums tiešām ir mēraukla iekšējais objekta spilgtums. Absolūtais lielums īsti neinteresē attālumu; zvaigzne vai galaktika joprojām izstaros šo enerģijas daudzumu neatkarīgi no tā, cik tālu ir novērotājs. Tas padara noderīgāku palīdzēt saprast, cik objekts patiesībā ir gaišs, karsts un liels.

Vairumā gadījumu ar spilgtumu tiek domāts, lai noteiktu, cik daudz enerģijas izstaro objekts visās izstarotās gaismas formās (vizuālā, infrasarkanā, rentgena utt.). Spilgtums ir termins, ko mēs piemērojam visiem viļņu garumiem neatkarīgi no tā, kur tie atrodas elektromagnētiskajā spektrā. Astronomi pēta dažādus debess objektu gaismas viļņu garumus, ņemot ienākošo gaismu un izmantojot spektrometru vai spektroskopu, lai "sadalītu" gaismu tā sastāvdaļu viļņu garumos. Šo metodi sauc par "spektroskopiju", un tā sniedz lielisku ieskatu procesos, kuru dēļ objekti spīd.

Katrs debess objekts ir gaišs noteiktos gaismas viļņu garumos; piemēram, neitronu zvaigznes parasti ir ļoti spilgti rentgens un radio joslas (lai gan ne vienmēr; daži ir spilgtākie collas gamma-stari). Tiek teikts, ka šiem objektiem ir liels rentgena un radio gaismas spēja. Viņiem bieži ir ļoti zems optiskā spīdumi.

Zvaigznes izstaro ļoti plašās viļņu garumu kopās, sākot no redzamā līdz infrasarkanajam un ultravioletajam; dažas ļoti enerģiskas zvaigznes ir spilgtas arī radio un rentgena staros. Galaktiku centrālie melnie caurumi atrodas reģionos, kas izdala milzīgu rentgena, gamma un radiofrekvenču daudzumu, bet redzamā gaismā tie var izskatīties diezgan vāji. Karsētie gāzes un putekļu mākoņi, kur dzimst zvaigznes, infrasarkanajā un redzamajā gaismā var būt ļoti spilgti. Paši jaundzimušie ir diezgan spilgti ultravioletā un redzamā gaismā.

• Objekta spilgtumu sauc par tā spilgtumu.
• Objekta spilgtumu telpā bieži nosaka ciparu skaitlis, ko sauc par tā lielumu.
• Objekti var būt "spilgti" vairāk nekā vienā viļņu garumu komplektā. Piemēram, saule ir spoža optiskajā (redzamajā) gaismā, bet reizēm tiek uzskatīta arī par spožu rentgena staros, kā arī ultravioleto un infrasarkano.

• Foršs kosmoss, coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/luminosity.html.
• “Gaismas | COSMOS. ” Astrofizikas un superdatoru centrs, astronomija.swin.edu.au/cosmos/L/Luminosity.
• Makroberts, Alans. “Zvaigžņu skaļuma sistēma: spilgtuma mērīšana.” Debesis un teleskops, 2017. gada 24. maijs, www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/the-stellar-magnitude-system/.

Rediģējis un pārskatījis Karolīna Kolinsa Petersena