Visi žino, kad Saulė yra geltona. Na bent jau dieną danguje; vakarais kartais paraudonuoja. Nedaugelis žino tai, kad Saulė iš tikro visai ne geltona. Kaip čia dabar yra? Pabandysiu paaiškinti detaliau.

Jau beveik prieš metus rašiau apie spektrus. Mūsų Saulės skleidžiamas spektras beveik atitinka šiluminį, o Saulės paviršiaus temperatūra yra 5700 K (Kelvino laipsnių). Jei Saulė būtų absoliučiai juodas kūnas, tai didžiausio intensyvumo šviesa iš jos sklistų būtent geltonoje spektro dalyje. Tačiau Saulės spektras yra kiek sudėtingesnis, ir taip jau gaunasi, kad žalios ir mėlynos spalvos spindulių skleidžiama yra panašiai arba netgi daugiau, nei geltonų. Tokį energijos pasiskirstymą mūsų akys interpretuotų kaip daugmaž baltą, gal kiek melsvą, spalvą, jei galėtų normaliai pasižiūrėti. Bet pasižiūrėjus į Saulę, jos šviesa paprastai būna tokia intensyvi, kad akies dugne esantys receptoriai „užsitrumpina“ ir smegenims ima transliuoti nesąmones. Tos nesąmonės gali būti interpretuojamos dvejopai: pirmas variantas – smegenys nusprendžia, kad Saulė yra balta; antras variantas – smegenys išsitraukia iš atminties informaciją, kad Saulė yra geltona, ir ją „nuspalvina“ geltonai mūsų regos lauke. Bet kuriuo atveju dar smegenys mums pasako, kad geriau į Saulę būtų nežiūrėti, nes bus blogai akims.

Kaip gali taip būti, kad Saulė yra apytikriai balta, gal net melsva, bet mes visi manome, jog ji iš tikro geltona? Čia „į pagalbą“ ateina Žemės atmosfera. Jos, kaip ir daugumos medžiagų, lūžio rodiklis yra didesnis didesnio dažnio šviesos spinduliams. Taigi aukšto dažnio (pvz. mėlynus) spindulius atmosfera išsklaido geriau, nei žemo dažnio (pvz. raudonus). Pro atmosferą praėjusi Saulės šviesa Žemės paviršių pasiekia truputį „paraudonavusi“, ir šio paraudonavimo užtenka, kad Saulė nuo Žemės paviršiaus atrodytų geltona. Išsisklaidžiusi šviesa mėlynai „nuspalvina“ visą dangų, o geriausias įrodymas, kad tikra Saulės spalva yra balta – balti debesys ir baltas sniegas, nes šie atspindi beveik visą šviesą, taigi ir jų spalva atitinka apšviečiančio daikto spalvą.

Saulės spektras atmosferos viršuje (geltonai) ir ties Žemės paviršiumi (raudonai). Mėlyni spinduliai sugeriami labiau, nei raudoni.

Kažkokios keistenybės ir konspiracijos, ar ne? Saulė šviečia lyg ir geltonai, bet iš tikro dar ir mėlynai ir žaliai, todėl yra balta, bet nuo Žemės atrodo geltona, taigi sakom, kad geltona, bet iš tikro balta, o dar vadinasi beveik absoliučiai juodas kūnas. Pabandysiu viską sustatyti į savo vietas. Saulė tikrai atrodo geltona, žiūrint nuo Žemės paviršiaus. Kartais sakoma, kad taip yra todėl, kad jos spektras atitinka visiškai juodo kūno, kurio temperatūra lygi maždaug 5700 K, spektrą. Tai nėra tiesa, nes iš tiesų Saulė geltona atrodo dėl atmosferos poveikio, o žiūrint iš kosmoso, jos spalva atrodo balta. Balta spalva reiškia, kad visais (ar bent jau dauguma) regimojo spinduliuotės ruožo dažniais spinduliuojama panašiai intensyviai. Tai irgi nėra visiška tiesa, bet jau gerokai arčiau jos, nei buvome pradžioje.

Beje, žodis „spalva“, arba, tiksliau, „spalvinis indeksas“, astronomijoje turi specifinę reikšmę. Ji yra naudojama nagrinėjant objektų fotometrinius duomenis. Fotometrija – tai objekto spinduliuotės intensyvumo įvairiuose spinduliuotės diapazonuose tyrimas. Objektas fotografuojamas keletą kartų, ant teleskopo objektyvo uždėjus vis kitą filtrą, praleidžiantį tik dalį šviesos. Idealiu atveju toks filtras praleistų 100 procentų šviesos viename diapazone (pavyzdžiui „mėlynos“ šviesos, t.y. nuo ~400 iki ~450 nanometrų) ir 0 procentų bet kokio kito ilgio bangų. Aišku, realybėje taip gerai nebūna, bet naujausių filtrų savybės gana artimos idealioms.

Įsivaizduokime, kad naudodami tokius filtrus, išmatuojame kažkokio objekto ryškį trijuose diapazonuose: mėlynos, geltonos ir raudonos spalvos – pavadinkime juos B (blue), V (visual) ir R (red). Taip gauname tris ryškio vertes, kurios labai retai sutampa tarpusavyje. Tada galime apskaičiuoti skirtumą tarp, pavyzdžiui, „mėlyno“ ir „geltono“ objekto ryškių. Šis skirtumas yra vadinamas B—V spalviniu indeksu (angl. colour index). Jis parodo, kiek ryškesnis objektas yra mėlyname spinduliuotės diapazone, nei violetiniame. Iš šio santykio galima apskaičiuoti ir temperatūrą, kurią turėtų absoliučiai juodas kūnas su tokiu pačiu spalviniu indeksu. Gauname žvaigždės B—V spalvinę temperatūrą. Panašiai galime apskaičiuoti ir V—R bei (nors tai daroma retai) B—R temperatūras. Nors šios irgi retai sutampa, bet paprastai yra gana panašios, o jų vidurkis yra visai neblogas žvaigždės temperatūros įvertinimas. Jei trys temperatūros labai skiriasi, vadinasi, tiriamo objekto negalima prilyginti juodam kūnui.

UBVRI fotometrinės sistemos filtrų pralaidumo schema (U – ultravioletinė, I – infraraudonoji šviesa). Balta taškuota linija rodo atmosferos pralaidumą, balta brūkšniuota – CCD detektoriaus efektyvumą.

Atliekant fotometrinius stebėjimus, reikia pasirinkti du dalykus. Pirmasis – filtrų pralaidumo „pločiai“, t.y. bangos ilgiai, kuriuos filtras turi praleisti. Šį pasirinkimą dažnai nulemia turimos medžiagos bei techninės galimybės. Priklausomai nuo tipinio filtro pločio jie skirstomi į siauraruožius (narrow-band), praleidžiančius maždaug 10 nanometrų pločio spektro dalį ir skirtus ieškoti atskirų spektrinių linijų, ir plačiaruožius (broad-band), praleidžiančius maždaug 100 nanometrų. Antras dalykas – per kiekvieną filtrą gaunamą ryškį reikia sukalibruoti, t.y. pasirinkti, koks šviesos intensyvumas tame diapazone atitinka nulinį ryškį (kuo didesnis ryškio skaičius, tuo blyškesnis objektas). Šie pasirinkimai apibrėžia fotometrinę sistemą. Tokių sistemų yra gausybė, bet kai kurios naudojamos dažniau nei kitos. Aukščiau minėta UBVRI – viena plačiausiai naudojamų. Pastaruoju metu išpopuliarėjo ugriz sistema, kurios filtrai gerokai artimesni idealiems ir gerokai mažiau persidengia. Yra ir viena lietuviška – Vilniaus – fotometrinė sistema, sukurta aštuntajame dešimtmetyje V. Straižio ir kolegų.

Kuo išvis ta fotometrija naudinga? Galima sakyti, kad ji yra spektroskopijos pakaitalas. Idealiu atveju kiekvieno tyrinėjamo objekto šviesa būtų nagrinėjama spektroskopu, išsiaiškinant šviesį ties kiekvienu bangos ilgiu – taip būtų galima sužinoti ir objekto temperatūrą, ir cheminę sudėtį, ir dar gyvą velnią visokių dalykų. Tačiau tai įmanoma ne visada – kai kurie objektai yra tokie blyškūs, kad spektroskopams neužtenka fotonų. Tada plačiaruožiai fotometrai leidžia susidaryti bent apytikrį vaizdą apie objekto spektrą. Turint daugelio objektų fotometrinius duomenis, galima ieškoti įvairių panašumų: pavyzdžiui, vieno spiečiaus galaktikų spalvos yra beveik vienodai raudonos. Taip pasižiūrėjus į daugybės nedideliame dangaus plote aptiktų galaktikų fotometrinius duomenis, galima nustatyti, ar tos galaktikos priklauso spiečiui. Apie žvaigždes iš jų absoliutinių ryškių ir spalvų galima pasakyti dar daugiau. Garsioji Hercšprungo-Raselo (Hertzsprung-Russell, arba tiesiog HR) diagrama, parodanti žvaigždžių evoliuciją, yra sudaryta būtent iš ryškių ir spalvų informacijos, nes ryškis parodo šviesį, o spalva – temperatūrą.

HR diagrama. Horizontali ašis – žvaigždės temperatūra (arba spalva), vertikali – šviesis (arba ryškis)

Fotometrinės žvaigždžių spalvos atsispindi ir mūsų akims matomame vaizde. Kaip ir HR diagramoje, taip ir nakties danguje žvaigždės yra įvairių spalvų. Aišku, plika akimi įžiūrėti tas spalvas gali būti sunku, bet didžiausiųjų žvaigždžių (pvz. Aldebarano Taure ar Betelgeizės Orione) spalvos matyti gana gerai. Vėsios žvaigždės spinduliuoja daug infraraudonųjų spindulių, o regimajame diapazone beveik tik raudonai, todėl ir atrodo raudonos. Beje, dėl tos pačios priežasties ir žvakės liepsna yra raudona. Labai karštos žvaigždės spinduliuoja daug ultravioletinių ir Rentgeno spindulių; regimajame diapazone jos šviečia beveik vien tik mėlynai. O štai žvaigždės, kurių temperatūra panaši į Saulės, visame regimajame diapazone šviečia panašiu intensyvumu, todėl atrodo baltos.

Tai tiek šiandien apie spalvas kosmose. Vis dar pažadu, kad papasakosiu plačiau apie tą savo straipsnį ir bendrai apie mokslinių straipsnių publikavimo sistemą.