Na našu veliku žalost, nebeska tela ne možemo omirisati. Ne možemo ih čuti, niti okusiti, a, sem Meseca i po kog meteoroida, ni dodirnuti. Jedini izvor informacija nam je svetlost, što ona vidljiva, što neki od drugih oblika elektromagnetnog zračenja: ultraljubičasto, infracrveno, radio, X ili pak gama. Prema tome, primorani smo da taj jedini izvor informacija što bolje iskoristimo: Pre svega izmerimo a zatim i da razvijemo teoriju koja će nastanak i prenos svetlosti (zračenja) povezati sa fizičkim uslovima koji vladaju na nebeskim telima koja posmatramo.

Foto: www.kis.uni-freiburg.de

Prvo smo samo brojali zvezde, pamtili njihov položaj i beležili neke izuzetne dogadjaje (kao što je npr. Prolazak komete ili eksplozija supernove). Medjutim, vrlo rano je nekome palo na pamet da bi to koliko je koji objekat na nebu sjajan moglo biti važno, pa smo počeli i da ih klasifikujemo po sjaju. To je prvi uradio možda i najčuveniji astronom starog doba, Hiparh. On je podelio zvezde na šest klasa, tako da su zvezde prve klase bile najsjajnije a zvezde šeste klase najmanje sjajne. U devetnaestom veku je Pogson (Norman Robert Pogson) uveo red u taj sistem tako što je tačno definisao prividan sjaj nebeskog dela kao merilo toga koliko svetlosti sa tog nebeskog tela stiže na Zemlju.

Svega nekoliko godina kasnije, Kirhof (Gustav Kirchhoff) i Bunzen (Robert Bunsen) su identifikovali prisustvo i odsustvo tamnih linija u spektru kao prisustvo i odsustvo hemijskih elemenata. To otkriće predstavlja radjanje spektroskopije. Doprinos spektroskopije astronomiji i astrofizici je nemerljiv. Bukvalno svaka oblast astronomije se makar oslanja na spektroskopske metode ako već nije zasnovana na njima. Svaki iole ozbiljniji teleskop današnjice je opremljen za spekroskopska posmatranja (Kada kažemo spektar, mislimo na raspodelu intenziteta zračenja nekog tela po talasnim dužinama). Upravo spektroskopija goni razvoj novih instrumenata: Ukoliko merimo sjaj objekata na vrlo uskim intervalima talasnih dužina, potrebno nam je mnogo više svetlosti, pa samim tim i veći instrument. Medjutim, drugom polovinom dvadesetog veka smo otišli korak dalje. A da bismo ispričali tu priču vratićemo se opet u vreme Pogsona, Kirhofa i Bunzena i podsetiti se otkrića još jednog velikog fizičara, Sera Džordža Stoksa (Sir George Stokes).

Slika 1: Svetlost kao longitudinalni elektromagnetni talas. (Preuzeto sa www.blazelabs.com)

Šta su uopšte ovi parametri? Za intenzitet nam je jasno da predstavlja, najjednostavnije rečeno, merilo energije koju svetlost nosi sa sobom. Ostala tri parametra opisuju tzv. stanje polarizacije svetlosti. Polarizacija je posledica talasne prirode svetlosti: (Mada i još neki talasi mogu biti polarizovani.) Svetlost se može jako dobro (a i to znamo od XIX veka) predstaviti kao elektromagnetni talas, odnosno kao prenošenje oscilacija električnog i magnetnog polja. Zanimljiva je osobina ovakvih talasa da dva električna polja koja osciluju u normalnim pravcima uopšte medjusobno ne interaguju.

Ukoliko je svetlost sačinjena od talasa koji svi osciluju u različitim pravcima, onda kažemo da je nepolarizovana, dok ukoliko svi talasi osciluju u istom pravcu onda kažemo da je linearno polarizovana. Ako se može razložiti u dva talasa koji osciluju u normalnim pravcima sa nekom faznom razlikom (“kašnjenjem”) izmedju njih, onda kažemo da je svetlost eliptično polarizovana, dok je poseban oblik eliptične polarizacije kružna polarizacija. Naravno, uvodjenje tri dodatne veličine nam daje nove informacije, ali i komplikuje stvari.

Ne samo što je polarizaciju svetlosti teže izmeriti nego intenzitet, već je i teorijski opisati nastanak i prenos ovakve svetlosti pozamašan poduhvat. Veliki doprinos toj oblasti je dao nobelovac Subramanijam Čandrasekar (a ko drugi), koji je u njegovoj naoko maloj, ali kondenzovanoj knjizi “Radiative Transfer” iz 1950 godine dao matematičke osnove i “recept” za tretman polarizovane svetlosti. Često se u novijoj astrofizičkoj literaturi sreće izraz “intensity vector” (vektor intenziteta), pod čim se misli da se intenzitet elektromagnetnog zračenja u stvari sastoji iz gore pomenute četiri komponente.

Slika 2: Omot Čandrasekarove knjige “Radiative Transfer”

Postoji nekoliko fizičkih procesa koji dovode do polarizacije svetlosti koja dolazi do nas do sa nebeskih tela. Pre svega to je prisustvo magetnog polja, koje direktno utiče i na linearnu polarizaciju svetlosti (Hanle efekat) a i na kružnu polarizaciju svetlosti (Zemanov efekat). Veliku ulogu igraju i procesi rasejanja svetlosti na atomima i elektronima, kao i sudarni procesi izmedju atoma koji emituju/rasejavaju svetlost sa drugim česticama. Analiza polarizacije u spektralnim linijama nam daje nove mogućnosti da izvedemo zaključke o svim ovim procesima. Nije preterano reći da spektropolarimetrijska posmatranja kriju u sebi barem toliko informacija kao i spektrometrijska a ona su nam samo za ovih manje od 200 godina dala obilje novih podataka.

Medjutim, cela oblast je još u razvitku, kako posmatrački tako i teorijski. Prvo, svetlost koja dolazi do nas sa nebeskih tela je slabo polarizovana pa nam treba barem 100 do 1000 puta veća preciznost nego za spektroskopska posmatranja, što samim tim traži isto toliko puta više svetlosti, odnosno mnogo veći detektor (teleskop). Za sada jedino toliko svetlosti možemo da dobijemo sa Sunca. Vrlo je važno istaći koliko je Sunce važno kao objekat za posmatranje. Ne samo zbog trivijalnog razloga da bez njega nema života, nego upravo zbog toga što nam omogućava da mnoge efekte posmatramo sa ogromnom preciznošću (u poredjenju sa drugim nebeskim telima), kao i da isprobavamo nove posmatračke tehnike.

Slika 3: Linije natrijuma, jednom jonizovanog barijuma, i jednom jonizovanog stroncijuma u “prvom” (gore) i “drugom” spektru Sunca.

Instrument koji bi trebalo da nam da do sada najbolji uvid u našu matičnu zvezdu je European Solar Telescope (EST), teleskop prečnika objektiva 4m (za poredjenje, trenutno najveći teleskop za posmatranje Sunca ima prečnik objektiva više nego dva puta manji), koji će biti postavljen na Kanarskim oblastima. Ogledalo (objektiv) ovog teleskopa će se sastojati od 5 delova i podržavaće tzv. “adaptivnu optiku”, metodu koja omogućava da se ukloni negativan uticaj Zemljine atmosfere na atmosferska posmatranja i time poveća prostorna prezicnost za red veličine. Teleskop će biti optimizovan za spektroskopska i spektropolarimetrijska posmatranja velike prostorne i vremeneske rezolucije. To znači da ćemo moći da posmatramo dogadjaje na Suncu do najsitnijih detalja a i da ispratimo burne dogadjaje i dobro pokrijemo regione koji se brzo menjaju. Medjutim, do šireg upliva spektropolarimetrije u posmatranja ostalih objekata ćemo morati još da sačekamo.

Što se teorije tiče, i tu nas čeka još mnogo posla. Polarizacija svetlosti je posledica različite populisanosti podnivoa unutar jednog energetskog nivoa u atomu ili molekulu (svetlost nastaje ili biva apsorbovana kada elektron predje sa jednog energetskog nivoa na drugi), a trenutno nam je teško da izračunamo i predvidimo šta se tačno dešava sa polarizovanim zračenjem koje prolazi kroz atmosferu zvezde kada u priču uključimo više od dva nivoa od kojih svaki daje neki doprinos polarizaciji. Sve u svemu, istraživanja ne jenjavaju, solarni teleskopi i solarni fizičari rade sve u šesnaest, a šta se još krije iza stoksovih parametara ostaje još da vidimo.