Om du lyfter upp huvudet en klar molnfri natt kan du se många stjärnor. Så många att det verkar omöjligt att räkna alls. Det visar sig att de himlakroppar som är synliga för ögat fortfarande räknas. Det finns cirka 6 tusen av dem. Detta är det totala antalet för både norra och södra halvklotet på vår planet. Helst borde du och jag, som är till exempel på norra halvklotet, ha sett ungefär hälften av deras totala antal, nämligen någonstans runt 3 tusen stjärnor.
Myriad vinterstjärnor
Tyvärr är det nästan omöjligt att överväga alla tillgängliga stjärnor, eftersom detta kommer att kräva förhållanden med en perfekt genomskinlig atmosfär och fullständig frånvaro av ljuskällor. Även om du befinner dig i ett öppet fält borta från stadsljus en djup vinternatt. Varför på vintern? Ja, för sommarnätterna är mycket ljusare! Detta beror på att solen inte går ner långt under horisonten. Men även i det här fallet kommer inte mer än 2,5–3 tusen stjärnor att vara tillgängliga för vårt öga. Varför är det så?
Saken är att elevenDet mänskliga ögat, om vi föreställer oss det som ett optiskt instrument, samlar in en viss mängd ljus från olika källor. I vårt fall är ljuskällorna stjärnor. Hur många vi kommer att se dem beror direkt på diametern på linsen på den optiska enheten. Naturligtvis har linsglaset på en kikare eller ett teleskop en större diameter än ögats pupill. Därför kommer den att samla in mer ljus. Som ett resultat kan ett mycket större antal stjärnor ses med astronomiska instrument.
Stjärnhimmel genom Hipparchos ögon
Naturligtvis har du märkt att stjärnor skiljer sig i ljusstyrka, eller, som astronomer säger, i uppenbar briljans. I det avlägsna förflutna uppmärksammade man också detta. Den antika grekiske astronomen Hipparchus delade upp alla synliga himlakroppar i stjärnstorlekar som har VI-klasser. Den ljusaste av dem "tjänade" jag, och han beskrev de mest inexpressiva som kategori VI-stjärnor. Resten delades in i mellanklasser.
Senare visade det sig att olika stjärnstorlekar har någon form av algoritmisk koppling mellan sig. Och förvrängningen av ljusstyrkan på lika många gånger uppfattas av vårt öga som en borttagning med samma avstånd. Således blev det känt att strålglansen för en kategori I-stjärna är ljusare än strålglansen för II med cirka 2,5 gånger.
En stjärna i klass II är ljusare än klass III lika många gånger, och en himlakropp av III är ljusare än IV. Som ett resultat skiljer sig skillnaden mellan glöden hos stjärnor med magnituderna I och VI med 100 gånger. Således är himlakropparna i kategori VII bortom tröskeln för mänsklig syn. Det är viktigt att veta att stjärnanmagnituden är inte storleken på en stjärna, utan dess skenbara briljans.
Vad är absolut magnitud?
Stjärnstorlekar är inte bara synliga utan också absoluta. Denna term används när det är nödvändigt att jämföra två stjärnor med varandra efter deras ljusstyrka. För att göra detta hänvisas varje stjärna till ett konventionellt standardavstånd på 10 parsecs. Med andra ord, detta är storleken på ett stjärnobjekt som det skulle ha om det befann sig på ett avstånd av 10 datorer från observatören.
Till exempel är vår sols magnitud -26,7. Men från ett avstånd av 10 datorer skulle vår stjärna vara ett knappt synligt objekt av den femte magnituden. Det följer av detta: ju högre ljusstyrka ett himlaobjekt har, eller, som man säger, energin som en stjärna utstrålar per tidsenhet, desto mer sannolikt är det att objektets absoluta magnitud kommer att få ett negativt värde. Och vice versa: ju lägre ljusstyrka, desto högre blir de positiva värdena för objektet.
De ljusaste stjärnorna
Alla stjärnor har olika skenbar briljans. Vissa är något ljusare än den första magnituden, de senare är mycket svagare. Med tanke på detta infördes bråkvärden. Till exempel, om den skenbara stjärnmagnituden i sin briljans är någonstans mellan kategori I och II, anses den vara en klass 1, 5-stjärna. Det finns också stjärnor med magnituderna 2, 3…4, 7… etc. Till exempel, Procyon, som är en del av ekvatorialkonstellationen Canis Minor, ses bäst i hela Ryssland i januari eller februari. Hennes skenbara briljans är 0,4.
Det är anmärkningsvärt att jagmagnituden är en multipel av 0. Endast en stjärna motsvarar nästan exakt den - det här är Vega, den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Lyra. Dess ljusstyrka är cirka 0,03 magnitud. Det finns dock armaturer som är ljusare än den, men deras storlek är negativ. Till exempel Sirius, som kan observeras i två halvklot samtidigt. Dess ljusstyrka är -1,5 magnitud.
Negativa stjärnstorlekar tilldelas inte bara stjärnor utan också andra himmelska objekt: solen, månen, vissa planeter, kometer och rymdstationer. Det finns dock stjärnor som kan ändra sin ljusstyrka. Bland dem finns det många pulserande stjärnor med varierande ljusstyrkeamplituder, men det finns också de där flera pulseringar kan observeras samtidigt.
Mätning av stjärnstorlekar
Inom astronomi mäts nästan alla avstånd av den geometriska skalan av stjärnstorlekar. Den fotometriska mätmetoden används för långa avstånd, och även om du behöver jämföra ett objekts ljusstyrka med dess skenbara ljusstyrka. I grund och botten bestäms avståndet till de närmaste stjärnorna av deras årliga parallax - ellipsens stora halvaxel. Rymdsatelliter som skjuts upp i framtiden kommer att öka den visuella noggrannheten hos bilder med åtminstone flera gånger. Tyvärr används fortfarande andra metoder för avstånd större än 50–100 datorer.
Utflykt till yttre rymden
I ett avlägset förflutet var alla himlakroppar och planeter mycket mindre. Till exempel var vår jord en gång lika stor som Venus och ännu tidigare lika stor som Mars. För miljarder år sedan täckte alla kontinenter vår planet med en kontinuerlig kontinental skorpa. Senare ökade jordens storlek och kontinentalplattorna skiljdes åt och bildade hav.
Alla stjärnor med tillkomsten av "galaktisk vinter" ökade temperatur, ljusstyrka och magnitud. Måttet på massan av en himlakropp (till exempel solen) ökar också med tiden. Detta var dock extremt ojämnt.
Inledningsvis var denna lilla stjärna, precis som vilken gigantisk planet som helst, täckt av fast is. Senare började stjärnan öka i storlek tills den nådde sin kritiska massa och slutade växa. Detta beror på att stjärnorna periodvis ökar i sin massa efter nästa galaktiska vinter och minskar under lågsäsong.
Hela solsystemet växte tillsammans med solen. Tyvärr kommer inte alla stjärnor att kunna följa denna väg. Många av dem kommer att försvinna ner i djupet av andra, mer massiva stjärnor. Himlakroppar vänder sig i galaktiska banor och, när de gradvis närmar sig själva mitten, kollapsar de mot en av de närmaste stjärnorna.
Galaxy är ett superjätte stjärna-planetsystem som härstammar från en dvärggalax som härstammar från en mindre klunga som uppstod från ett multipelt planetsystem. Den senare kom från samma system som vårt.
Begränsande stjärnstorlek
Nu är det inte längre en hemlighet att ju mer genomskinlig och mörkare himlen är över oss, desto fler stjärnor eller meteorer kan du se. Begränsa stjärnamagnitud är en egenskap som bestäms bättre inte bara på grund av himlens genomskinlighet utan också på betraktarens syn. En person kan bara se den svagaste stjärnans utstrålning vid horisonten, med perifer syn. Det är dock värt att nämna att detta är ett individuellt kriterium för var och en. Jämfört med visuell observation från ett teleskop är den väsentliga skillnaden typen av instrument och diametern på dess lins.
Penetreringskraften hos ett teleskop med en fotografisk platta fångar strålningen från svaga stjärnor. Moderna teleskop kan observera föremål med en ljusstyrka på 26–29 magnituder. Anordningens penetreringskraft beror på många ytterligare kriterier. Bland dem är bildkvaliteten av ingen liten betydelse.
Storleken på en stjärnbild beror direkt på atmosfärens tillstånd, objektivets brännvidd, emulsion och den tid som tilldelas för exponering. Den viktigaste indikatorn är dock stjärnans ljusstyrka.
