Jeśli podniesiesz głowę w pogodną, bezchmurną noc, zobaczysz wiele gwiazd. Tak wiele, że wydaje się, że w ogóle nie da się ich zliczyć. Okazuje się, że ciała niebieskie widoczne gołym okiem są nadal liczone. Jest ich około 6 tysięcy, jest to łączna liczba zarówno dla półkuli północnej, jak i południowej naszej planety. Idealnie, ty i ja, będąc na przykład na półkuli północnej, powinniśmy zobaczyć około połowy ich całkowitej liczby, a mianowicie około 3 tysięcy gwiazd.
Niezliczone zimowe gwiazdy
Niestety, prawie niemożliwe jest rozważenie wszystkich dostępnych gwiazd, ponieważ będzie to wymagało warunków z idealnie przezroczystą atmosferą i całkowitym brakiem jakichkolwiek źródeł światła. Nawet jeśli znajdziesz się na otwartym polu z dala od światła miasta w głęboką zimową noc. Dlaczego zimą? Tak, bo letnie noce są znacznie jaśniejsze! Wynika to z faktu, że słońce nie zachodzi daleko poniżej horyzontu. Ale nawet w tym przypadku naszym oczom będzie nie więcej niż 2,5–3 tys. gwiazd. Dlaczego tak jest?
Chodzi o to, że uczeńLudzkie oko, jeśli wyobrazimy sobie je jako instrument optyczny, zbiera określoną ilość światła z różnych źródeł. W naszym przypadku źródłem światła są gwiazdy. Ile ich zobaczymy, zależy bezpośrednio od średnicy soczewki urządzenia optycznego. Oczywiście szkło obiektywu lornetki lub teleskopu ma większą średnicę niż źrenica oka. Dlatego zbierze więcej światła. W rezultacie za pomocą instrumentów astronomicznych można zobaczyć znacznie większą liczbę gwiazd.
Gwiaździste niebo oczami Hipparcha
Oczywiście zauważyłeś, że gwiazdy różnią się jasnością lub, jak mówią astronomowie, pozorną jasnością. W odległej przeszłości ludzie również zwracali na to uwagę. Starożytny grecki astronom Hipparch podzielił wszystkie widoczne ciała niebieskie na wielkości gwiazdowe, które mają VI klasy. Najjaśniejsza z nich „zarobiła” ja, a te najbardziej niewyrażalne opisał jako gwiazdy kategorii VI. Reszta została podzielona na klasy pośrednie.
Później okazało się, że różne wielkości gwiazdowe mają między sobą jakiś algorytmiczny związek. A zniekształcenie jasności tyle samo razy odbierane jest przez nasze oko jako usunięcie o tę samą odległość. W ten sposób okazało się, że jasność gwiazdy kategorii I jest jaśniejsza niż jasność gwiazdy II o około 2,5 raza.
Gwiazda klasy II jest jaśniejsza niż klasa III tyle samo razy, a ciało niebieskie odpowiednio klasy III jest jaśniejsze niż IV. W rezultacie różnica między blaskiem gwiazd I i VI wielkości różni się 100 razy. W ten sposób ciała niebieskie kategorii VII są poza progiem ludzkiego widzenia. Ważne jest, aby wiedzieć, że gwiazdajasność nie jest wielkością gwiazdy, ale jej pozorną jasnością.
Co to jest wielkość bezwzględna?
Wielkości gwiazd są nie tylko widoczne, ale także bezwzględne. Termin ten jest używany, gdy konieczne jest porównanie dwóch gwiazd ze sobą pod względem ich jasności. Aby to zrobić, każda gwiazda jest odnoszona do standardowej odległości 10 parseków. Innymi słowy, jest to rozmiar obiektu gwiezdnego, który miałby, gdyby znajdował się w odległości 10 komputerów od obserwatora.
Na przykład jasność naszego Słońca wynosi -26,7, ale z odległości 10 PC nasza gwiazda byłaby ledwo widocznym obiektem piątej wielkości. Wynika z tego: im wyższa jasność ciała niebieskiego lub, jak mówią, energia, którą gwiazda promieniuje w jednostce czasu, tym większe prawdopodobieństwo, że bezwzględna wielkość obiektu przyjmie wartość ujemną. I odwrotnie: im niższa jasność, tym wyższe będą dodatnie wartości obiektu.
Najjaśniejsze gwiazdy
Wszystkie gwiazdy mają inny pozorny blask. Niektóre są nieco jaśniejsze niż pierwsza wielkość, te ostatnie są znacznie słabsze. W związku z tym wprowadzono wartości ułamkowe. Na przykład, jeśli pozorna jasność gwiazdy w jej jasności znajduje się gdzieś pomiędzy kategoriami I i II, wtedy uważa się ją za gwiazdę 1, 5 klasy. Istnieją również gwiazdy o jasnościach 2, 3…4, 7… itd. Na przykład Procjon, który jest częścią konstelacji równikowej Canis Minor, najlepiej widać w całej Rosji w styczniu lub lutym. Jej pozorny blask to 0,4.
Warto zauważyć, że jamagnitudo jest wielokrotnością 0. Tylko jedna gwiazda prawie dokładnie jej odpowiada - to Vega, najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Liry. Jego jasność wynosi około 0,03 magnitudo. Istnieją jednak oprawy, które są od niej jaśniejsze, ale ich wielkość jest ujemna. Na przykład Syriusz, który można zaobserwować na dwóch półkulach jednocześnie. Jego jasność wynosi -1,5 magnitudo.
Ujemne wielkości gwiazdowe są przypisywane nie tylko gwiazdom, ale także innym obiektom niebieskim: Słońcu, Księżycowi, niektórym planetom, kometom i stacjom kosmicznym. Istnieją jednak gwiazdy, które mogą zmieniać swoją jasność. Wśród nich jest wiele gwiazd pulsujących o zmiennej amplitudzie jasności, ale są też takie, w których można zaobserwować kilka pulsacji jednocześnie.
Pomiar wielkości gwiazd
W astronomii prawie wszystkie odległości są mierzone za pomocą geometrycznej skali wielkości gwiazdowych. Metodę pomiaru fotometrycznego stosuje się przy dużych odległościach, a także wtedy, gdy trzeba porównać jasność obiektu z jego pozorną jasnością. Zasadniczo odległość do najbliższych gwiazd jest określana przez ich roczną paralaksę - główną półoś elipsy. Wystrzelone w przyszłości satelity kosmiczne co najmniej kilkukrotnie zwiększą wizualną dokładność obrazów. Niestety, w przypadku odległości większych niż 50–100 komputerów nadal stosuje się inne metody.
Wycieczka w kosmos
W odległej przeszłości wszystkie ciała niebieskie i planety były znacznie mniejsze. Na przykład nasza Ziemia była kiedyś wielkości Wenus, a jeszcze wcześniej wielkości Marsa. Miliardy lat temu wszystkie kontynenty pokrywały naszą planetę ciągłą skorupą kontynentalną. Później rozmiar Ziemi zwiększył się, a płyty kontynentalne rozdzieliły się, tworząc oceany.
Wszystkie gwiazdy wraz z nadejściem „galaktycznej zimy” zwiększyły temperaturę, jasność i wielkość. Miara masy ciała niebieskiego (na przykład Słońca) również wzrasta z czasem. Było to jednak wyjątkowo nierówne.
Początkowo ta mała gwiazda, jak każda inna gigantyczna planeta, była pokryta twardym lodem. Później gwiazda zaczęła się powiększać, aż osiągnęła masę krytyczną i przestała rosnąć. Wynika to z faktu, że gwiazdy okresowo zwiększają swoją masę po kolejnej galaktycznej zimie i zmniejszają się w okresach poza sezonem.
Cały Układ Słoneczny rósł wraz ze Słońcem. Niestety nie wszystkie gwiazdy będą w stanie podążać tą ścieżką. Wiele z nich zniknie w głębinach innych, masywniejszych gwiazd. Ciała niebieskie obracają się po orbitach galaktycznych i stopniowo zbliżając się do samego środka, zapadają się na jedną z najbliższych gwiazd.
Galaxy to nadolbrzym, układ planetarno-gwiazdowy, który pochodzi z galaktyki karłowatej, która powstała z mniejszej gromady, która wyłoniła się z układu wielu planet. Ten ostatni pochodził z tego samego systemu, co nasz.
Ograniczenie rozmiaru gwiazdy
Teraz nie jest już tajemnicą, że im bardziej przezroczyste i ciemniejsze niebo nad nami, tym więcej gwiazd lub meteorów można zobaczyć. Gwiazdka limituwielkość jest cechą, którą lepiej określa się nie tylko ze względu na przezroczystość nieba, ale także na wizję patrzącego. Człowiek widzi blask najsłabszej gwiazdy tylko na horyzoncie, widząc peryferyjnie. Warto jednak wspomnieć, że jest to indywidualne kryterium dla każdego. W porównaniu z obserwacją wizualną przez teleskop zasadniczą różnicą jest rodzaj instrumentu i średnica jego soczewki.
Siła penetracji teleskopu z płytą fotograficzną wychwytuje promieniowanie słabych gwiazd. Nowoczesne teleskopy mogą obserwować obiekty o jasności 26-29 magnitudo. Przenikliwość urządzenia zależy od wielu dodatkowych kryteriów. Wśród nich niemałe znaczenie ma jakość obrazu.
Rozmiar obrazu gwiazdy zależy bezpośrednio od stanu atmosfery, ogniskowej soczewki, emulsji i czasu przeznaczonego na ekspozycję. Jednak najważniejszym wskaźnikiem jest jasność gwiazdy.
