תאורת פנס כיס הנמצא קרוב אליך עשוי להיראות בהירה יותר מזו של פנס רחוב מרוחק, אבל במונחים מוחלטים (אם תשוו אותם זה לצד זה) תוארת פנס הכיס חלשה הרבה יותר. הצהרה זו מכילה את מהות הבעיה של קביעת בהירות הכוכבים. מבט אגבי על כוכב אינו חושף אם מדובר בגחל זוהר הנמצא בסמוך אליך או מגדלור מרוחק. אסטרונומים חייבים להבחין בין הבהירות הנראית של כוכב לבין כמות האור שהוא פולט באמת. בהירות נראית היא בהירות הנראית על ידי צופה על כדור הארץ, בהירות מוחלטת היא בהירות המתקבלת אם כל הכוכבים היו ממוקמים באותו מרחק מהצופה. יכול להיות הבדל גדול בין כמות הקרינה הכוללת שכוכב פולט לבין כמות הקרינה המגיעה לצופה בכדור הארץ.
באדיבות וויקיפדיה
ניתן להגדיר בהירות נראית כמספר הפוטונים לשנייה המגיעים לכדור הארץ ממקור אסטרונומי. בהירות נראית תלויה בגודל הצמצם בהתקן הצפייה שבו נאסף האור ובמרחק למקור האור. כוכב נראה הרבה יותר בהיר בצפייה באמצעות טלסקופ מכפי שהוא נראה בעין – המראה (או עדשה) של הטלסקופ יכולה לאסוף פוטונים רבים יותר בכל שנייה מאשר אישון העין. באופן דומה, ככל שכוכב קרוב יותר, כך הוא נראה בהיר יותר – מספר הפוטונים שיקלטו על ידי התקן האור שלנו דועך ביחס להופכי של ריבוע המרחק. עכשיו ניתן להבין מדוע אסטרונומים מתאמצים לבנות טלסקופים גדולים יותר. שטח איסוף גדול יותר מפצה על כמות האור הזעירה המגיעה אלינו ממקורות אור רחוקים יותר ויותר. טלסקופים גדולים יותר יכולים לזהות מקורות רחוקים יותר והם יכולים ללכוד יותר פוטונים ממקורות קרובים.
הדרך הפשוטה ביותר לדבר על בהירות נראית היא ביחידות של פוטונים לשנייה. עם זאת, הדרך הנוחה ביותר למדוד בהירות נראית היא להביע אותה ביחס לבהירות הנראית של השמש או של כוכבים בולטים אחרים. יחס זה מאפשר לנו להשוות כמה בהיר או רפה הכוכב בהשוואה לשמש שלנו או לכוכב מוכר אחר. בהירות נראית מוגדרת בדרך זו לא דורשת יחידות שכן היחס בין שני מספרים בעלי אותן יחידות הוא מספר טהור. אסטרונומים מתייחסים באופן מסורתי לבהירות הנראית של גופים אסטרונומיים בהשוואה לכוכב הבהיר וגה. הרשימה שלהלן מציגה את היחס בין הבהירות נראית של גופים שונים לכוכב הבהיר וגה
- · שמש: 1010×4
- · ירח מלא: 100,000
- · נורת 100-וואט במרחק 100 מטר: 27,700
- · ונוס (במצב הבהיר ביותר): 58
- · מאדים (במצב הבהיר ביותר): 12
- · צדק (במצב הבהיר ביותר): 3.6
- · סיריוס (הכוכב הבהיר ביותר): 3.6
- קנופוס (הכוכב השני הבהיר ביותר): 1.9
- וגה: 1.0
- · ספיקה: 0.4
- · הכוכב החלש ביותר שניתן לראות: 0.025
- · אורנוס: 0.0063
- · אסטרואיד בהיר: 0.0040
- · מגבלת עיניים עירומות באזורים כפריים: 0.0025
- · נפטון: 0.0008
- · גבול הראיה במשקפת אופיינית: 0.0001
- 3C 273 (קוואזר בהיר): 10-6×8
- · גבול הראיה באמצעות טלסקופ בקוטר 15 ס"מ: 10-6×6
- · פלוטו: 10-6×1
- · גבול הראיה בעין באמצעות טלסקופים גדולים: 10-8×2
- · גבול עבור התקן CCD עם הטלסקופים הגדולים: 10-12×6
- · הגבלה על טלסקופ החלל האבל: 10-12×3
השמש היא ללא ספק האובייקט הבהיר ביותר בשמים. לדוגמה, השמש בהירה פי 1,100,000,000 מסיריוס, הכוכב הבהיר ביותר. היחס בפועל הוא 109×11 . הטלסקופים הטובים ביותר בחלל יכולים לזהות גופים שהבהירות הנראית שלהם חלשה פי 800 מיליון פעמים בהשוואה לסף הראיה של העין האנושית! שוב, היחס בפועל הוא 108×8. שלושה כוכבי הלכת נראים בהירים יותר מכל כוכב כאשר הם נמצאים במרחק הקטן ביותר מכדור הארץ. עם זאת, כל אחד מהם מחזיר רק חלק זעיר מקרני השמש המגיעות לכדור הארץ. בהירות הצדק, למשל, קטנה פי 9 מיליארד מבהירות השמש. ניתן גם לראות את ההשפעה של חוק ההופכי של ריבוע המרחק, בבהירות היחסית של כוכבי הלכת השונים. כוכבי הלכת הרחוקים מהשמש נראים חלשים יותר (אם כי הגודל השונה של כוכבי הלכת משחק גם תפקיד). ניתן לראות את אורנוס בעין בלתי מצוידת אם אתה רחוק מאורות הכרך, אך את נפטון ופלוטו ניתן לראות רק בסיוע משקפות או טלסקופ. פלוטו חלש פי 50 מיליון פעמים מאשר ונוס במצבה הבהיר ביותר.
באדיבות NASA
שימו לב, לפי הרשימה המגבלה על תצפית בעין בלתי מצוידת קטינה פי עשר באזור כפרי בהשוואה לאזור עירוני. באותה מידה קטינה המגבלה פי עשר בתצפית בשמי הלילה ללא ירח בהשוואה ללילות עם ירח מלא. הסיבה לכך היא בעיה נוספת המשפיעה על עומק הצפייה מלבד בהירות נראית של מקור אסטרונומי: בהירות שמי הלילה. שמי הלילה לעולם אינם שחורים באמת, אפילו כאשר אין ירח וכאשר נמצאים רחוק מאורות הכרך. תמיד קיימים החזרי אור מערים ומפעילות תעשייתית המתפזרים על פני מרחקים גדולים. האוויר עצמו זורח כשמולקולות נעות במהירות בהשפעת קרניים קוסמיות מהחלל, תופעה הנקראת 'זוהר אטמוספירי'. כך שגם באותו חלק קטן של שמים שיש בו אור כוכבים קיים גם אור מן השמים עצמם; הכוכב "מתחרה" עם רקע זה המשפיע על עומק הצפייה. מסיבה זו, אסטרונומים משקיעים מאמצים רבים (והוצאות רבות) כדי למקם את הטלסקופים הגדולים שלהם הרחק מאורות הכרך, כגון במדבר אטקמה שבצ'ילה. שימו לב לרשימה שבה מגבלת הבהירות הנראית עבור טלסקופ החלל האבל קטינה פי שניים בהשוואה לטלסקופים על הקרקע. איך זה יכול להיות? מאותה סיבה – בהירות השמים. בחלל, אין זרימת אוויר והשמים מתקרבים לשחור אמיתי. כך ניתן באמצעות טלסקופ החלל האבל לצלם למרחקים גדולים פי 10 מיליארד מהמרחקים שרוב האנשים יכולים לראות בעיניהם!
באדיבות Chris Impey
האם ניתן להשתמש בבהירות היחסית של גופים שמימיים כדי לאמוד את המרחק לכוכבים הקרובים? כן, אם נניח את ההנחה הנועזת שהכוכבים הבהירים ביותר דומים לשמש (זה יהיה כמו להניח שפנס כיס ופנס רחוב הם בעלי אותה עוצמת הארה). הנחה זו שקולה להנחה כי כוכבים פולטים אותה כמות פוטונים לשנייה שפולטת השמש, ואת ההבדל בבהירות הנראית ניתן לייחס רק לדילול מספר הפוטונים עם השינוי במרחק. הנחה זו גם מרמזת כי כוכבים עם בהירות גבוהה ביותר הם הקרובים ביותר. על פי חוק ההופכי של ריבוע המרחק, הכוכבים הבהירים ביותר חייבים להיות במרחק הגדול פי 100,000 ממרחק השמש. זהו מרחק של 1013מטר או 1/3 פארסק.
כ- 6000 כוכבים נראים בעין בלתי מצוידת, היחס בין הבהירות הנראית של הכוכב הבהיר ביותר לבין הכוכב הרפה ביותר הוא 3.6/0.0025, או יחס של 1440. אם נניח שהם דומים לשמש, אזי אנו מסיקים טווח מרחקים המשתרע על ביחס של 40 לכוכבים שניתן לראות בשמי הלילה. אנחנו יכולים גם להתייחס לבהירות הכוכב בהשוואה לחפץ יבשתי מוכר יותר – נורה. אם נתייחס אל השמש כאל נורה בהספק של 100 וואט הנמצאת במרחק 8 ס"מ. מצד שני, הכוכב הבהיר ביותר הוא כמו נורה של 100 ואט שנראית במרחק של 8770 מטר. זה כמו להסתכל על נורה בבית הנמצא במרחק של כתשעה קילומטרים. תופעה היוצרת תחושה של טווח עצום בבהירות בין הכוכב שלנו לכל הכוכבים האחרים.
קל להבין בהירות יחסית באמצעות סולם ליניארי. עם זאת, אסטרונומים בחרו להשתמש בסולם בהירות יחסית המבוסס על לוגריתמים. מדוע אסטרונומים משתמשים במערכת אחרת? הם קורבנות של ההיסטוריה. כשהיפרכוס קיטלג 1200 כוכבים בערך ב- 130 לפני הספירה, הוא דירג את בהירותם למחלקות החל בגודל 1 עד גודל 6, הכוכבים בגודל 1 הם הכוכבים הבהירים והכחולים ביותר, הנראים לעין בלתי מצוידת. בעין בלתי מצוידת, כוכבים יכולים להיות מסווגים רק בשש דרגות של בהירות. הבדל בגודל אחד מתאים ליחס של כ- 2.5 בבהירות הנראית, חמישה גדלים מייצגים יחס של 100 בבהירות. הסולם הפוך; מספרים גבוהים יותר מייצגים כוכבים רפים יותר. הכוכב וגה מגדיר את נקודת האפס של סולם הגודל. היפרכוס המציא את הסולם הלא ליניארי כך שיתאים לתגובת העין. העין היא גלאי לוגריתמי, כלומר היא יכולה לקלוט מגוון עצום של בהירות. האבולוציה צידה אותנו בחיישנים שאפשרו לנו לראות באור השמש הבהיר, אך גם אפשרו לנו לצוד בלילה. (דוגמה מוכרת יותר היא עוצמת הקול, הנמדדת ביחידות של דציבלים, שאף הוא סולם לוגריתמי – יחידת הדציבלים חייבת להיות קשורה לעוצמת קול ידועה הנמדדת ממרחק קבוע, שכן עוצמת הקול תלויה במרחק ממקור הקול.) מערכת הסיווג של גודל כוכבים מלפני 2100 שנה כל כך טבועה בשיח המדעי כך שאסטרונומים ממשיכים להשתמש בה.
הבהירות נראית חייבת להיות מוגדרת עבור אורך גל מסוים, כך שתהיה חד משמעית. אך לכוכבים צבעים שונים, כלומר, הבהירות הנראית תלויה באורך הגל. אך גם גלאיי אור (עין, סרטי צילום, CCD) הם בעלי רגישויות שונות לצבעים מסוימים או אורכי גל. מסיבה זו, האסטרונומים מציינים בדיוק את אורך הגל של כל סדרה של מדידות שהם מבצעים. תקנים נוצרו כדי לבטא בהירות הנראית הנמדדת באור כחול, אור אדום, אור אינפרא אדום, גלי רדיו, קרני רנטגן, וכן הלאה. כאן אנו מתייחסים בדרך כלל למערכת בעלת רגישות לצבע המתאים לעין האנושית, אשר נקראת לעתים בהירות נראית (המתאימה לטווח של אורכי גל הממוקדים בחלק הירוק של הספקטרום הנראה).
Author: Chris Impey