Hvis du løfter hodet på en klar skyfri natt, kan du se mange stjerner. Så mange at det virker umulig å telle i det hele tatt. Det viser seg at himmellegemene som er synlige for øyet fortsatt telles. Det er omtrent 6 tusen av dem. Dette er det totale antallet for både den nordlige og sørlige halvkule av planeten vår. Ideelt sett burde du og jeg, for eksempel på den nordlige halvkule, ha sett omtrent halvparten av det totale antallet, nemlig et sted rundt 3 tusen stjerner.
Myriad vinterstjerner
Dessverre er det nesten umulig å vurdere alle tilgjengelige stjerner, fordi dette vil kreve forhold med en perfekt gjennomsiktig atmosfære og fullstendig fravær av lyskilder. Selv om du befinner deg i et åpent felt borte fra bylyset på en dyp vinternatt. Hvorfor om vinteren? Ja, for sommernettene er mye lysere! Dette skyldes at solen ikke går ned langt under horisonten. Men selv i dette tilfellet vil ikke mer enn 2,5–3 tusen stjerner være tilgjengelige for øyet vårt. Hvorfor er det det?
Tingen er at elevenDet menneskelige øyet, hvis vi forestiller oss det som et optisk instrument, samler en viss mengde lys fra forskjellige kilder. I vårt tilfelle er lyskildene stjerner. Hvor mange vi vil se dem direkte avhenger av diameteren på linsen til den optiske enheten. Naturligvis har linseglasset til en kikkert eller et teleskop større diameter enn øyets pupill. Derfor vil den samle mer lys. Som et resultat kan et mye større antall stjerner sees ved bruk av astronomiske instrumenter.
Stjernehimmel gjennom øynene til Hipparchus
Selvfølgelig har du lagt merke til at stjerner er forskjellige i lysstyrke, eller, som astronomer sier, i tilsynelatende glans. I en fjern fortid tok folk også hensyn til dette. Den antikke greske astronomen Hipparchus delte opp alle de synlige himmellegemene i stjernestørrelser som har VI-klasser. Den lyseste av dem "tjente" jeg, og han beskrev de mest uuttrykkelige som kategori VI-stjerner. Resten ble delt inn i mellomklasser.
Senere viste det seg at forskjellige stjernestørrelser har en slags algoritmisk sammenheng mellom seg. Og forvrengningen av lysstyrken i et like antall ganger oppfattes av øyet vårt som en fjerning med samme avstand. Dermed ble det kjent at utstrålingen til en kategori I-stjerne er lysere enn utstrålingen til II med omtrent 2,5 ganger.
En stjerne i klasse II er like mange ganger lysere enn klasse III, og et himmellegeme i henholdsvis III er lysere enn IV. Som et resultat avviker forskjellen mellom gløden til stjerner i størrelsesorden I og VI med 100 ganger. Dermed er himmellegemene i kategorien VII utenfor terskelen for menneskelig syn. Det er viktig å vite at stjernenStørrelsen er ikke på størrelse med en stjerne, men dens tilsynelatende glans.
Hva er absolutt størrelse?
Stjernestørrelser er ikke bare synlige, men også absolutte. Dette begrepet brukes når det er nødvendig å sammenligne to stjerner med hverandre etter deres lysstyrke. For å gjøre dette blir hver stjerne referert til en konvensjonell standardavstand på 10 parsecs. Med andre ord, dette er størrelsen på et stjerneobjekt som det ville hatt hvis det var i en avstand på 10 PC-er fra observatøren.
For eksempel er størrelsen på solen vår -26,7. Men fra en avstand på 10 PC-er ville stjernen vår være et knapt synlig objekt av femte størrelsesorden. Det følger av dette: jo høyere lysstyrken til et himmelobjekt, eller, som de sier, energien som en stjerne utstråler per tidsenhet, jo mer sannsynlig er det at objektets absolutte størrelse vil ha en negativ verdi. Og omvendt: jo lavere lysstyrke, jo høyere vil de positive verdiene til objektet være.
De lyseste stjernene
Alle stjerner har forskjellig tilsynelatende glans. Noen er litt lysere enn den første størrelsen, de siste er mye svakere. I lys av dette ble brøkverdier introdusert. For eksempel, hvis den tilsynelatende stjernestørrelsen i sin glans er et sted mellom kategori I og II, anses den for å være en klasse 1, 5-stjerne. Det finnes også stjerner med størrelsesorden 2, 3…4, 7…osv. For eksempel er Procyon, som er en del av ekvatorialkonstellasjonen Canis Minor, best å se i hele Russland i januar eller februar. Hennes tilsynelatende glans er 0,4.
Det er bemerkelsesverdig at jegmagnituden er et multiplum av 0. Bare én stjerne tilsvarer den nesten nøyaktig - dette er Vega, den lyseste stjernen i stjernebildet Lyra. Lysstyrken er omtrent 0,03 styrke. Imidlertid er det armaturer som er lysere enn det, men deres størrelse er negativ. For eksempel Sirius, som kan observeres i to halvkuler samtidig. Lysstyrken er -1,5 styrke.
Negative stjernestørrelser tilordnes ikke bare stjerner, men også andre himmelobjekter: Solen, Månen, noen planeter, kometer og romstasjoner. Det er imidlertid stjerner som kan endre lysstyrken. Blant dem er det mange pulserende stjerner med variable lysstyrkeamplituder, men det er også de der flere pulsasjoner kan observeres samtidig.
Måling av stjernestørrelser
I astronomi måles nesten alle avstander med den geometriske skalaen til stjernestørrelser. Den fotometriske målemetoden brukes for lange avstander, og også hvis du trenger å sammenligne lysstyrken til et objekt med dets tilsynelatende lysstyrke. I utgangspunktet bestemmes avstanden til de nærmeste stjernene av deres årlige parallakse - ellipsens hovedhalvakse. Romsatellitter som lanseres i fremtiden vil øke den visuelle nøyaktigheten til bilder med minst flere ganger. Dessverre brukes fortsatt andre metoder for avstander større enn 50–100 PC-er.
Utflukt til verdensrommet
I en fjern fortid var alle himmellegemer og planeter mye mindre. For eksempel var jorden vår en gang på størrelse med Venus, og enda tidligere på størrelse med Mars. For milliarder av år siden dekket alle kontinentene planeten vår med en kontinuerlig kontinental skorpe. Senere økte jordens størrelse, og kontinentalplatene delte seg og dannet hav.
Alle stjerner med fremveksten av "galaktisk vinter" økte temperatur, lysstyrke og styrke. Målingen av massen til et himmellegeme (for eksempel solen) øker også med tiden. Dette var imidlertid ekstremt ujevnt.
Til å begynne med var denne lille stjernen, som enhver annen gigantisk planet, dekket med solid is. Senere begynte stjernen å øke i størrelse til den nådde sin kritiske masse og sluttet å vokse. Dette skyldes det faktum at stjernene med jevne mellomrom øker i masse etter neste galaktiske vinter, og avtar i løpet av lavsesongen.
Hele solsystemet vokste sammen med solen. Dessverre vil ikke alle stjerner være i stand til å følge denne veien. Mange av dem vil forsvinne ned i dypet av andre, mer massive stjerner. Himmellegemer snur seg i galaktiske baner og, når de nærmer seg selve sentrum, kollapser de ned på en av de nærmeste stjernene.
Galaxy er et supergigantisk stjerne-planetsystem som stammer fra en dverggalakse som stammer fra en mindre klynge som dukket opp fra et multippelt planetsystem. Sistnevnte kom fra samme system som vårt.
Begrensende stjernestørrelse
Nå er det ikke lenger en hemmelighet at jo mer gjennomsiktig og mørkere himmelen over oss er, jo flere stjerner eller meteorer kan du se. Begrens stjernestørrelse er en egenskap som er bedre bestemt på grunn av ikke bare gjennomsiktigheten til himmelen, men også på grunn av synet til betrakteren. En person kan se utstrålingen til den mørkeste stjernen bare i horisonten, med perifert syn. Det er imidlertid verdt å nevne at dette er et individuelt kriterium for hver enkelt. Sammenlignet med visuell observasjon fra et teleskop, er den vesentlige forskjellen typen instrument og diameteren på linsen.
Penetrasjonskraften til et teleskop med en fotografisk plate fanger opp strålingen fra svake stjerner. Moderne teleskoper kan observere objekter med en lysstyrke på 26–29 størrelsesorden. Den gjennomtrengende kraften til enheten avhenger av mange tilleggskriterier. Blant dem er bildekvalitet av ingen liten betydning.
Størrelsen på et stjernebilde avhenger direkte av tilstanden til atmosfæren, brennvidden til objektivet, emulsjonen og tiden som er tildelt for eksponering. Den viktigste indikatoren er imidlertid lysstyrken til stjernen.
