Spojrzeć w górę. Na środku nieba 96 gwiazd poruszało się jak niewidzialna dłoń. Przez stulecie służyły jako podstawowe punkty odniesienia dla astronomii.
W latach 1900-1950 grupa ta stanowiła standard. Porównywano do nich każdą gwiazdę na nocnym niebie. Czy zastanawiałeś się kiedyś, jak jasne są gwiazdy? Porównaj je z tymi 96 gwiazdami. Chcesz poznać temperaturę barwową? Ponownie służą jako punkt odniesienia.
Edward Charles Pickering, amerykański astronom znany ze swojej umiejętności porządkowania chaosu na niebie, zaproponował ciąg polarny. Jego logika była prosta, ale według współczesnych standardów jej wykonanie było wadliwe. Gwiazdy w pobliżu biegunów nigdy nie wychodzą poza horyzont. Można je obserwować w dowolnym momencie z północnych obserwatoriów. Nie ma potrzeby brać pod uwagę turbulencji atmosferycznych, które zmieniają się w zależności od wysokości gwiazdy nad horyzontem. To absolutna wygoda.
Ale wygoda nie oznacza dokładności.
Problem ten jest nieodłącznie związany z samym projektem. Pickering pominął ważną zmienną: same gwiazdy. Wybierając gwiazdy rozsiane po niebie wyłącznie na podstawie ich stałego położenia w pobliżu biegunów, nie wziął pod uwagę tego, że nie są one jednorodne. Niektóre z nich to gwiazdy zmienne. Niektóre z nich to układy podwójne gwiazd udające pojedyncze źródła światła. Dla niektórych kolory nie odpowiadają przewidywalnej jasności. Nie da się zrobić uniwersalnej linijki z patyków, które rozszerzają się i kurczą w różnym tempie.
Z tego powodu system ostatecznie zawalił się pod własnym ciężarem.
Sekwencja biegunowa dobrze sprawdziła się w ogólnej klasyfikacji, ale zawiodła, gdy astronomowie zaczęli nalegać na wprowadzenie bardziej rygorystycznych ograniczeń. W miarę jak fotografia stawała się coraz bardziej czuła, a spektroskopia udoskonalała nasze zrozumienie składu gwiazd, różnice w sekwencji polarnej stały się oczywistymi błędami. Wielkości uzyskane z tego systemu mogły być dokładne w 1910 r., ale w 1940 r. mogły różnić się o ułamek wielkości. Ten udział jest bardzo ważny. W astronomii najmniejsza różnica w wielkości może oznaczać różnicę między odległym olbrzymem a pobliskim karłem.
Tak narodził się system UBV.
To przejście nie nastąpiło z dnia na dzień. Stara gwardia niechętnie przyznała, że jej metody są przestarzałe i zbyt surowe. System UBV oznacza światło ultrafioletowe (U), niebieskie (B) i widzialne (V) i nie opiera się na ustalonej liście gwiazd. Opiera się na podejściu filtrującym. Mierząc światło przez określone filtry kolorów, astronomowie mogą obiektywnie zmierzyć jasność i wskaźnik koloru gwiazdy. Nie ma już potrzeby porównywać jej do „standardowej” gwiazdy, która w rzeczywistości może migotać w wyniku pulsacji. Gwiazda polarna nie jest już uważana za wiarygodny punkt odniesienia dla gwiazd równikowych.
System UBV pozwala na dokonywanie porównań na całym niebie, a nie tylko na półkuli północnej. Standaryzacja danych umożliwiła astronomom w Stanach Zjednoczonych i Europie obserwację tych samych gwiazd i uzgodnienie ich właściwości. To jest dokładnie taki poziom spójności, jakiego wymaga współczesna astrofizyka.
Dziś ciąg biegunowy jest już tylko historycznym przypisem, o którym wspomina się w podręcznikach mechaniki niebieskiej. Gwiazdy te nadal istnieją i nadal krążą wokół biegunów. Nie są już jednak w stanie wykryć jasności nocnego nieba. To po prostu gwiazdy. Piękne i odległe, w dużej mierze zostały zapomniane przez standardy, którymi kierują się współczesne odkrycia.
Niebo jest większe niż jedna lista, więc przejdźmy dalej. Ponieważ dokładność wymaga czegoś więcej niż tylko pozorów.
