Абсолютна граница звездни величини: описание, мащаб и яркост

Ако вдигнете главата си в ясна, безоблачна нощ, можете да видите много звезди. Толкова, че изглежда, че изобщо не може да се прецени. Оказва се, че небесните тела, видими за окото, все още се броят. Те са около 6 хил. Това е общият брой на северното и южното полукълбо на нашата планета. В идеалния случай вие и аз например в северното полукълбо би трябвало да видите около половината от общия им брой, а именно някъде около 3 000 звезди.

Безброй зимни звезди

За съжаление, почти невъзможно е да се разгледат всички налични звезди, защото за това имате нужда от условия с идеално прозрачна атмосфера и пълна липса на източници на светлина. Дори ако се намирате на ясно място далеч от градското осветление в дълбока зимна нощ. Защо зимата? Да, защото летните нощи са много по-леки! Това се дължи на факта, че слънцето не е далеч зад хоризонта. Но дори и в този случай, няма да има повече от 2,5-3 хиляди звезди на нашето око. Защо е така?

Работата е, че ученикът на човешкото око, ако е представен като оптично устройство, събира определено количество светлина от различни източници. В нашия случай източниците на светлина са звезди. Колко ги виждаме, зависи пряко от диаметъра на лещата на оптичното устройство. Естествено, стъклото на лещата на бинокъл или телескоп има по-голям диаметър от зеницата на окото. Затова тя ще събира повече светлина. Поради това с помощта на астрономически инструменти можете да видите много по-голям брой звезди.

Звездно небе с очите на Хипарх

Разбира се, забелязахте, че звездите се различават по яркост или, както казват астрономите, от явен блясък. В далечното минало хората също обръщаха внимание на това. Древният гръцки астроном Хиракчар раздели всички видими небесни тела на звездни величини с VI класове. Най-ярките от тях "спечелиха" аз и най-невероятното, което описа като звезди от VI категория. Останалите бяха разделени на междинни класове.

Впоследствие беше установено, че различните звездни величини имат алгоритмична връзка помежду си. И изкривяването на яркостта в равен брой пъти се възприема от окото ни като отстраняване на същото разстояние. По този начин стана известно, че лъчът на звезда от 1 категория е по-ярък от този на слънцето II с приблизително 2,5 пъти.

В същото време звездата от клас II е по-ярка от III, а небесното тяло III, съответно, е IV. В резултат на това разликата между луминисценцията на звездите от I и VI величини е 100 пъти по-различна. По този начин небесните тела от категорията VII са извън прага на човешкото зрение. Важно е да знаем, че величината на звездите не е размерът на звездата, а явият блясък.

Каква е абсолютната звездна величина?

Стойностите на звездата са не само видими, но абсолютни. Този термин се използва, когато е необходимо да се сравняват две звезди според тяхната осветеност. За да направите това, всяка звезда се отнася към условно стандартно разстояние от 10 parsecs. С други думи, това е величината на звездния обект, който би имал, ако беше на 10 PC далеч от наблюдателя.

Например, звездата магнитуд на нашето слънце е -26,7. Но от разстояние 10 бр., Нашата звезда би било едва забележимо око на предмета на петата величина. Следователно следва: колкото по-висока е осветеността на небесния обект или, както се казва, енергията, която звездата излъчва за единица време, толкова по-голяма е вероятността абсолютната звездна величина на обекта да има отрицателна стойност. И обратното: колкото по-ниска е осветеността, толкова по-високи ще бъдат положителните стойности на обекта.

Най-ярките звезди

Всички звезди имат различен видим блясък. Някои от тях са малко по-ярки от първите, докато последните са много по-слаби. С оглед на това бяха въведени частични количества. Например, ако видимата звездна величина в нейния блясък е някъде между категориите I и II, тогава тя се счита за звезда на клас 1.5. Съществуват и звезди със стойности 2.3hellip-4.7hellip и т.н. Например, Procyon, който е част от екваториалното съзвездие на Small Dog, е най-добре да се разглежда в Русия през януари или февруари. Очевидният му блясък е 0,4.

Трябва да се отбележи, че звездната величина е кратна на 0. Само една звезда почти отговаря на нея - това е Вега, най-ярката звезда в съзвездие на Лира. Яркостта му е около 0.03 магнитуд. Има обаче осветителни тела, които са по-ярки от нея, но тяхната звездна величина е отрицателна. Например Сириус, който може да бъде наблюдаван веднага на две полукълба. Неговата яркост е -1,5 магнитуд.

Негативните звездни величини се приписват не само на звездите, но и на други небесни обекти: Слънцето, Луната, някои планети, комети и космически станции. Има обаче звезди, които могат да променят блясъка си. Сред тях има много пулсиращи звезди с различни амплитуди на яркост, но има и някои, които могат да наблюдават няколко пулсации едновременно.

Измерване на звездните величини

В астрономията, на практика всички разстояния измерват геометричната скала на звездните величини. Фотометричният метод на измерване се използва за дълги разстояния, а също и ако е необходимо да се сравни осветеността на обекта с неговия видим блясък. По принцип разстоянието до най-близките звезди се определя от ежегодния си паралакс - голямата полуаксида на елипсата. Стартирани в бъдеще, космическите сателити ще увеличат визуалната точност на изображенията най-малко няколко пъти. За съжаление, докато за разстояния над 50-100 PC се използват други методи.

Екскурзия до откритото пространство

В далечното минало всичко небесни тела и планетите бяха много по-малки. Например, нашата Земя веднъж беше величината на Венера, а дори и в по-ранен период - с Марс. Преди милиарди години всички континенти залесеха нашата планета с континентална континентална кора. По-късно размерът на Земята се увеличи, а континенталните плочи се разпръснаха, оформяйки океани.

Всички звезди с пристигането на "галактическата зима" са се увеличили с температура, осветеност и звездна величина. Мярката на масата на небесното тяло (например Слънцето) също се увеличава с течение на времето. Това обаче беше изключително неравномерно.

Първоначално тази малка звезда, като всяка друга гигантска планета, беше покрита с твърд лед. По-късно осветителното тяло започна да се увеличава по размер до достигането му критична маса и не спря да расте. Това се дължи на факта, че звездите периодично увеличават масата си след идването на следващата галактическа зима, а през междусезонните периоди те се намаляват.

Заедно със Слънцето цялата Слънчева система нараства. За съжаление не всички звезди могат да преминат по този начин. Много от тях изчезват в дълбините на други, по-масивни звезди. Небесните светила обръщат галактическите орбити и постепенно се приближават до самия център и се рушат до една от най-близките звезди.

Галактиката е супер гигантска звездна планетарна система, Потомък на галактика джудже, която се появи от по-малък клъстер, който се появи от многопланетна планетарна система. Последните идват от същата система като нашата.

Гранична стойност на звездите

Сега вече не е мистерия, че колкото по-прозрачно и по-тъмно е небето над нас, толкова повече звезди или метеори можем да видим. Крайната звездна величина е характеристика, която е по-добре определена не само от прозрачността на небето, но и от визията на наблюдателя. Човек може да види блясъка на най-слабата звезда само на хоризонта, със странично виждане. Заслужава обаче да се отбележи, че това е индивидуален критерий за всички. В сравнение с визуалното наблюдение от телескоп, съществената разлика е в типа инструмент и диаметъра на лещата му.

Силата на проникване на телескоп с фотографска плоча определя емисията на тъмни звезди. В съвременните телескопи можете да наблюдавате обекти с осветеност от 26-29 звездни величини. Силата на проникване на устройството зависи от редица допълнителни критерии. Сред тях качеството на изображенията няма никакво значение.

Размерът на изображението на звездите директно зависи от състоянието на атмосферата, фокусното разстояние на обектива, фотоемулсията, както и времето, отделено за експозицията. Най-важният индикатор обаче е яркостта на звездата.