I juni 1889, ungefär ett år före hans otydliga död, avslutade den lysande holländska postimpressionisten Vincent Van Gogh rasande The Starry Night medan du stannade på klostret Saint-Paul de Mausole, en mental asyl belägen i södra Frankrike. Målningen visar en ödmjuk by inbäddad mellan den blå lugnet med böljande kullar och en magisk himmel fylld med kometformade moln och vagnstjärnor på jorden med pariserhjul. Trots att Van Gogh bara sålde en målning under sin livstid, har detta ovärderliga konstverk blivit en ikon. I den fångade han ett barnlikt undrar som vuxna kan känna igen för vem som inte har stått utanför och blivit svängda av blinkande stjärnor som firar över huvudet. Vackra djupa rymdbilder kan framkalla liknande spänning från astronomiska entusiaster. Men fotograferna som producerar dem är mer intresserade av stjärnorna när de är lugna.
The Starry Night (1889) var inte den enda målningen som Van Gogh skapade föreställande nattfestamentet. I själva verket var denna duk inte hans favorit eftersom den inte var så realistisk som han ursprungligen hade föreställt sig. Ett år tidigare producerade han till exempel The Starry Night over Rhone (1888) och Kaféterrass på natten (1888). Båda dessa har gemensamma element, men var och en är unik - de tidigare versionerna inkluderar människor och stjärnorna får till exempel en minskad roll. Ändå har alla dessa tre verk fängslad miljoner och varje dag trängs hundratals konstälskare runt omkring dem på sina respektive museer och gör personliga tolkningar till sig själva och andra som lyssnar.
Intressant nog kan det som gör minnesvärd konst också leda till glömska astronomiska bilder. Mer specifikt representerar de bländande fyrverkerierna i var och en av Van Goghs målningar stjärnor som skimrar och blinkar.
Vi lever i botten av ett hav av gaser som huvudsakligen består av kväve (78%), syre (21%) och Argon (1%) plus en mängd andra komponenter inklusive vatten (0 - 7%), "växthusgaser" eller Ozon (0 - 0,01%) och koldioxid (0,01-0,1%). Den sträcker sig uppåt från jordens yta till en höjd av cirka 560 mil. Sett från jordens omloppsbana verkar vår atmosfär som en mjukblå glöd precis ovanför vår planets horisont. Varje sak vi observerar som finns utanför vår planet - Solen, månen, planeter i närheten, stjärnor och allt annat, ses genom detta mellanliggande medium som vi kallar atmosfären.
Den är ständigt i rörelse och ändrar densitet och sammansättning. Atmosfärens densitet ökar när den närmar sig jordens yta, även om den inte alls är enhetlig. Det fungerar också som ett prisma när ljuset tvärs över. Till exempel är ljusstrålar böjda när de passerar genom områden med olika temperatur och böjer sig mot den kallare luften eftersom den är tätare. Eftersom varm luft stiger och svalare luft sjunker förblir luften turbulent och därmed ändrar ljusstrålar från rymden ständigt riktning. Vi ser dessa förändringar som stjärna blinkar.
Närmare marken kan kallare eller varmare vind som blåser horisontellt också skapa snabba lufttäthetsförändringar som slumpmässigt förändrar den väg som ljuset tar. Därför bidrar vindar som blåser från de fyra hörnen också till stjärnajiggling. Men luften kan också få stjärnorna att snabbt skifta fokus och därmed få dem plötsligt att dimma, ljusna eller ändra färg. Denna effekt kallas scintillation.
Intressant nog kan luften vara i rörelse även om vi inte kan känna dess vindar - vindkrafter högt över våra huvuden kan också få stjärnorna att skaka. Till exempel ändrar jetströmmen, ett band med relativt smala jordklotströmmar som ligger ungefär sex till nio mil uppåt, ständigt sin plats. Det blåser vanligtvis från väst till öst, men dess relativa nord-sydläge förblir i ett tillstånd av konstant revidering. Detta kan resultera i mycket instabila atmosfäriska förhållanden som inte kan avkännas på marken, men jetströmmen kommer att ge en himmel fylld av blinkar om den flyter över din plats!
Eftersom planeter är närmare än stjärnor, kan deras storlek ses som en skiva som är större än brytningsskiftet orsakat av vindturbulens. Därför blinkar de sällan eller gör det bara under extrema förhållanden. Till exempel ses både stjärnor och planeter genom mycket tjockare atmosfärskikt när de är nära horisonten än när de är över huvudet. Därför kommer båda att skimra och dansa när de stiger eller lägger sig eftersom deras ljus passerar genom mycket tätare mängder luft. En liknande effekt uppstår när man tittar på avlägsna stadsljus.
Det blinkande vi ser på stjärnstockade nätter förstoras hundratals gånger med ett teleskop. I själva verket kan blinkande kraftigt minska effektiviteten hos dessa instrument eftersom allt som kan observeras är utan fokus, slumpmässigt rörliga ljusblatter. Tänk på att de flesta astronomiska fotografier skapas genom att hålla kameralåset öppet i minuter eller timmar. Precis som du måste påminna ditt ämne om att stå stilla medan du tar sin bild, vill astronomer att stjärnorna ska förbli rörliga annars blir deras fotografier också smetade. En anledning till att observatorierna finns på bergstopparna är att minska mängden luft som deras teleskop måste kika igenom.
Astronomer hänvisar till effekten av atmosfärisk turbulens som seende. De kan mäta dess effekt på deras syn på rymden genom att beräkna diametern på fotografiska stjärnor. Om till exempel en bild av en stjärna kan tas med en omedelbar exponering, skulle stjärnan teoretiskt framträda som en enda ljuspunkt, eftersom inget teleskop hittills kan lösa en stjärnas skiva. Men att ta stjärnbilder kräver en lång exponering och medan kamerans slutare är öppen, blinkar och scintillation får stjärnan att dansa runt och flytta in och ur fokus. Eftersom dess gyrationer är slumpmässiga, tenderar stjärnan att skapa ett runt mönster som är symmetriskt på alla sidor om dess verkliga plats i mitten.
Du kan demonstrera detta själv om du har ett ögonblick och är nyfiken. Om du till exempel tar en blyertspenna eller en magisk markör bunden med en kort sträng till en stift som sitter fast i en kartong eller väldigt tungt papper, vrider du skrivinstrumentet utan att ta bort stiftet, med tiden skulle du skapa något som ser ungefär ut som en cirkel. Din cirkulära doodle kommer att bli eftersom strängen begränsar ditt maximala avstånd från den centrala stiftet. Ju längre sträng, desto större är cirkeln. Stjärnor uppför sig så här eftersom deras ljus spelas in på en lång exponeringsfotografi. God syn skapar en kort optisk sträng (dålig syn gör att strängen blir längre), stjärnens verkliga plats blir en central stift och stjärnan uppför sig som ett skrivinstrument vars ljus lämnar ett märke på kamerans avbildningschip. Ju ju sämre den ser och ju mer dans som inträffar under exponeringen, desto större är skivan som visas på den slutliga bilden.
Så dålig sikt kommer att få stjärnstorlekar att visas större på fotografier än de som tagits under goda ögon. Se mätningar kallas full bredd halv max eller FWHM. Det är en hänvisning till bästa möjliga vinkelupplösning som kan uppnås med ett optiskt instrument i en lång exponeringsbild och motsvarar diametern på stjärnans storlek. Den bästa synen kommer att ge en FWHM-diameter på ungefär punkt-fyra (0,4) bågsekunder. Men du skulle behöva vara belägen på ett observationsorgan på hög höjd eller på en liten ö, som Hawaii eller La Palma, för att få detta. Även dessa platser har sällan den här typen av mycket hög kvalitet.
Amatörastronomer är också bekymrade över att se. Vanligtvis måste amatörers tolerera att se förhållanden som är hundratals gånger sämre än de bäst observerade från avlägsna astronomiska installationer. Det är som att jämföra en ärta med en baseboll i de mest extrema fall. Det är därför amatörfotografier av himlen har stjärnor som är mycket större i diameter än de från professionella observatorier, särskilt när astronomer i trädgården använder teleskop med långa brännvidd. Det kan också kännas igen i brett fält, kort brännvidd, icke-professionella bilder när de förstoras eller studeras med ett förstoringsglas.
Amatörer kan vidta åtgärder för att förbättra synen genom att eliminera temperaturskillnaden mellan lokala värmekällor och luften ovanför sina teleskoper. Till exempel förbereder amatörer ofta sina instrument utanför efter solnedgången och låter glas, plast och metall i dem bli samma temperatur som den omgivande luften. Nyligen genomförda studier har också visat att många som ser problem börjar strax ovanför teleskopets primära spegel. En konstant, mild ström av luft som passerar över den primära spegeln har visat sig förbättra teleskopet avsevärt. Att förhindra att kroppsvärmen stiger framför teleskopet hjälper också till och att placera instrumentet på ett termiskt vänligt läge, som ett öppet gräsfält, kan ge förvånande resultat. Öppen-sidiga teleskop är också överlägsna de med primära speglar i botten av ett rör.
Professionella astronomer har också sett förbättringsstrategier. Men deras lösningar tenderar att vara extremt dyra och pressa kuvertet med modern teknik. Till exempel, eftersom atmosfären oundvikligen ger dålig syn, är det inte längre långtgående att överväga att placera ett teleskop ovanför det i jordbanan. Det är därför Hubble Space Telescope konstruerades och lanserades från Cape Canaveral ombord på rymdfärjan Utmanare i april 1990. Även om det är den primära spegeln som bara är ungefär hundra tum i diameter, producerar den skarpare bilder som alla teleskop på jorden, oavsett storlek. I själva verket är Hubble Space Telescope-bilder riktmärket som alla andra teleskopbilder mäts mot. Varför är de så vassa? Hubble-bilder påverkas inte av att se.
Tekniken har förbättrats avsevärt sedan Hubble Space Telescope togs i drift. Under de mellanliggande åren sedan lanseringen har den amerikanska regeringen avklassificerat deras metod för att skärpa synen på spionsatelliter som håller koll på jorden. Det kallas adaptiv optik och det har skapat en revolution inom astronomiska bilder.
I själva verket kan effekterna av att se ut negeras om du skjuter ut teleskopet eller ändrar dess fokus i exakt motsatt riktning till de kärlekar som orsakas av atmosfären. Detta kräver höghastighetsdatorer, subtila servomotorer och optik som är flexibla. Alla dessa blev möjliga under 1990-talet. Det finns två grundläggande professionella strategier för att minska effekterna av dålig syn. Den ena ändrar kurvan för den primära spegeln och den andra förflyttar ljusvägen som når kameran. Båda förlitar sig på att övervaka en referensstjärna nära den position som astronomen observerar och att notera hur referensen påverkas av att se, snabba datorer och servomotorer kan införa optiska förändringar på huvudteleskopet. En ny generation av stora teleskop är under konstruktion eller konstruktion som gör det möjligt för markbaserade instrument att ta rymdbilder som konkurrerar med Hubble-teleskopet.
En metod har hundratals små mekaniska kolvar placerade under och spridda över baksidan av en relativt tunn primärspegel. Varje kolvstång skjuter spegelns baksida så lätt att dess form ändras tillräckligt för att föra den observerade stjärnan tillbaka till död mitt och i perfekt fokus. Den andra metoden som används med professionella teleskop är lite mindre komplicerad. Den introducerar en liten flexibel spegel eller lins som ligger nära kameran där ljuskonen är relativt liten och koncentrerad. Genom att vippa eller luta den lilla spegeln eller linsen i motsatt överensstämmelse med referensstjärns blinkande, kan man se problem kan elimineras. De optiska justeringarna som endera lösningen initierar görs kontinuerligt under hela observationssessionen och varje förändring sker i en bråkdel av en sekund. På grund av framgången med dessa tekniker anses nu enorma landbaserade teleskop vara möjliga. Astronomer och ingenjörer ser för sig teleskop med lika samlingsytor så stora som fotbollsplaner!
Intressant nog har amatörastronomer också tillgång till enkel adaptiv optik. Ett företag med huvudkontor i Santa Barbara, Kalifornien, var banbrytande för utvecklingen av en enhet som kan minska effekterna av dålig sikt eller felanpassade teleskopfästen. Företagets adaptiva optiska enheter fungerar tillsammans med sina astronomiska kameror och använder en liten spegel eller lins för att förskjuta ljuset som når bildbehandlingschipet.
Astronomen Frank Barnes III var också bekymrad över att se när han producerade denna slående bild av ett stjärnkluster och nebula som ligger i stjärnbilden Cassiopeia. Det är en liten del av Soul Nebula, som utsågs till IC 1848 i J.L.E. Dreyers landmärke andra indexkatalog (IC) (publicerad 1908 som ett komplement till hans ursprungliga New General och första Index sammanställningar).
Frank rapporterade att hans syn var gynnsam och producerade stjärnstorlekar med en FWHM på mellan 1,7 till 2,3 ″ över vart och ett av hans trettioton, trettio minuters exponeringar. Notera storleken på stjärnorna i den här bilden - de är väldigt små och snäva. Detta är en bekräftelse på att det är ganska bra att se!
Förresten, färgerna i den här bilden är konstgjorda. Liksom många astronomer som drabbats av lokal ljusföroreningar på natten, exponerade Frank sina bilder genom specialfilter som endast tillåter att ljuset som avges från vissa element når sin kameras detektor. I det här exemplet representerar rött natrium, grönt identifierar väte och blått avslöjar närvaron av syre. Kort sagt, den här bilden visar inte bara hur denna region i rymden ser ut, utan också vad den är gjord av.
Det är också anmärkningsvärt att Frank producerade denna anmärkningsvärda bild med en 6,3 megapixel astronomisk kamera och ett 16-tums Ritchey-Chretien-teleskop mellan 2 och 4 oktober 2006.
Har du bilder du vill dela? Skicka dem till Space Magazine astrofotograferingsforum eller skicka ett e-postmeddelande till dem, så kanske vi har ett i Space Magazine.
Skrivet av R. Jay GaBany
