Apa yang menentukan magnitudo bintang? Magnitudo bintang maksimum absolut: deskripsi, skala, dan kecerahan. besarnya ternyata menjadi konsep yang sangat nyaman

Sebagai hadiah, Anda akan menerima kartu yang akan ditampilkan
di mana tepatnya Anda dapat melihat Bintang di Langit!

Besaran

Perlu segera dicatat bahwa kecemerlangan benda-benda langit, yaitu bintang-bintang, masih dinyatakan dalam indikator-indikator khusus yang ditetapkan secara historis, yaitu “magnitudo bintang”. Kemunculan dan asal usul sistem bilangan ini berhubungan langsung dengan kekhasan penglihatan manusia: jika kekuatan sumber cahaya berubah dalam perkembangan geometri, maka perasaan kita darinya hanyalah aritmatika. Beberapa abad yang lalu, astronom Yunani Hipparchus (sebelum 161 - setelah 126 SM) mampu membagi segalanya terlihat oleh mata bintang manusia dibagi menjadi 6 kelas, mendistribusikannya berdasarkan kecerahan. Ia menyebut bintang paling terang sebagai bintang berkekuatan 1, sedangkan bintang paling redup berkekuatan 6. Beberapa saat kemudian, pengukuran dapat menunjukkan bahwa fluks cahaya yang berasal dari bintang berkekuatan 1 kira-kira 100 kali lebih besar daripada fluks cahaya dari bintang berkekuatan 6, menurut karya Hipparchus.

Untuk lebih definisi yang tepat diasumsikan bahwa perbedaan sebesar 5 besaran sama persis dengan perbandingan fluks cahaya dengan perbandingan 1:100. Sekarang kita dapat mengatakan dengan yakin bahwa perbedaan kecerahan sebesar 1 magnitudo sepenuhnya sesuai dengan rasio kecerahan. Hingga saat ini sistem ini klasifikasi benda langit ditingkatkan secara signifikan, setelah itu sejumlah perubahan dilakukan, sehingga menyempurnakan karya ilmuwan kuno. Misalnya: bintang dengan magnitudo pertama 2,512 kali lebih terang dari bintang magnitudo ke-2, yang selanjutnya 2,512 kali lebih terang dari bintang magnitudo ke-3, dan seterusnya. Skala ini sangat universal; dapat digunakan untuk menyatakan iluminasi yang diciptakan di permukaan bumi oleh segala jenis sumber cahaya.

Namun untuk perbandingan penuh bintang-bintang, menurut “luminositas” sebenarnya, “magnitudo absolut” digunakan, yaitu magnitudo nyata yang dimiliki sebuah bintang jika ditempatkan pada jarak standar 10 pc dari Bumi. Jika sebuah bintang memiliki paralaks p dan magnitudo semu m, maka magnitudo absolutnya M akan dihitung dengan rumus. Perlu juga dicatat bahwa kita bahkan dapat mendeskripsikan radiasi bintang kita menggunakan magnitudo bintang, dan dalam rentang spektrum yang berbeda. Misalnya, magnitudo visual (mv) akan menyatakan kecerahan sebuah bintang di wilayah spektrum kuning-hijau, magnitudo fotografis (mp) - dengan warna biru, dll. Variasi antara nilai warna visual dan fotografi disebut “indeks warna”, yang berhubungan langsung dengan suhu dan spektrum bintang.

Magnitudo semu, (selanjutnya disebut m; sering kali hanya disebut “magnitudo bintang”), indikator ini menentukan fluks radiasi di dekat objek yang kita amati, yaitu kecerahan yang diamati dari sumber langit kita, yang secara langsung tidak bergantung pada hanya pada kekuatan radiasi sebenarnya dari objek kita, tetapi juga pada jarak ke lokasinya. Perlu juga dicatat bahwa skala magnitudo bintang tampak berasal dari katalog bintang pertama Hipparchus (sebelum 161 c. 126 SM), yang memperhitungkan semua bintang yang terlihat oleh mata manusia, setelah itu dibagi menjadi enam kelas menurut kecerahannya

Misalnya kecerahan bintang Ursa Major Dipper sekitar 2m, sedangkan bintang Vega sekitar 0m. Namun bukan itu saja, terutama untuk benda langit yang terang, nilai magnitudonya bisa negatif, misalnya: Sirius berukuran sekitar -1,5m (artinya fluks cahaya yang memancar darinya 4 kali lebih besar dibandingkan dari Vega), sedangkan fluks cahaya yang memancar darinya 4 kali lebih besar daripada dari Vega), sedangkan kecerahan Venus selama beberapa hari dalam setahun bisa mencapai -5m (fluks cahaya hampir 100 kali lebih besar dari Vega). Perlu ditekankan bahwa besaran tampak dapat diukur tidak hanya dengan teleskop, tetapi juga dengan mata telanjang, dalam rentang spektrum visual dan lainnya (fotografi, UV, IR). Dalam hal ini, magnitudo tampak tidak ada hubungannya secara khusus dengan pandangan manusia.

Bintang - tempat reaksi termonuklir terjadi atau akan terjadi. TAPI paling sering, bintang adalah benda langit tempat reaksi termonuklir sudah berlangsung.
Sebagai contoh, kita dapat mengambil Matahari kita, yang merupakan bintang khas kelas spektral G. Bintang-bintang tersebut adalah bola gas plasma besar yang bercahaya. Perlu juga dicatat bahwa mereka terbentuk dari lingkungan gas-debu, yang timbul sebagai akibat dari kompresi gravitasi. Para ilmuwan menyatakan bahwa suhu materi di bagian dalam bintang dapat diukur dalam jutaan kelvin, sedangkan di permukaannya dapat diukur dalam ribuan kelvin, yang beberapa puluh kali lebih rendah. Energi sebagian besar bintang dilepaskan sebagai akibat dari reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium, yang terjadi pada suhu tinggi di wilayah dalam bintang. Perlu juga dicatat bahwa para ilmuwan sering menyebut bintang sebagai benda utama Alam Semesta kita, karena bintang tersebut mengandung sebagian besar materi bercahaya di alam. Perlu juga dicatat bahwa bintang memiliki kapasitas panas negatif. Bintang terdekat dengan Matahari adalah bintang yang kurang dikenal, Proxima Centauri. Yang letaknya 4,2 tahun cahaya dari pusat Tata Surya (4,2 tahun cahaya = 39 PM = 39 triliun km = 3,9 1013 km).

Magnitudo bintang adalah karakteristik numerik suatu objek di langit, paling sering berupa bintang, yang menunjukkan seberapa banyak cahaya yang datang dari objek tersebut ke titik di mana pengamat berada.

Terlihat (visual)

Konsep modern tentang besaran tampak dibuat agar sesuai dengan besaran yang ditetapkan pada bintang oleh astronom Yunani kuno Hipparchus pada abad ke-2 SM. e. Hipparchus membagi semua bintang menjadi enam magnitudo. Dia menyebut bintang paling terang dengan magnitudo pertama, bintang paling redup dengan magnitudo keenam. Dia mendistribusikan nilai-nilai perantara secara merata di antara bintang-bintang yang tersisa.

Magnitudo nyata suatu bintang tidak hanya bergantung pada seberapa banyak cahaya yang dipancarkan suatu benda, tetapi juga pada seberapa jauh jaraknya dari pengamat. Magnitudo semu dianggap sebagai satuan pengukuran bersinar bintang, dan semakin besar kecemerlangannya, semakin kecil magnitudonya, dan sebaliknya.

Pada tahun 1856, N. Pogson mengusulkan formalisasi skala besaran. Besaran semu ditentukan dengan rumus:

Di mana SAYA- fluks cahaya dari benda, C- konstan.

Karena skala ini relatif, titik nolnya (0 m) didefinisikan sebagai kecerahan bintang yang fluks cahayanya sama dengan 10³ kuanta /(cm² s Å) dalam cahaya hijau (skala UBV) atau 10 6 kuanta /(cm²· s·Å) pada seluruh rentang cahaya tampak. Sebuah bintang yang berada 0 m di luar atmosfer bumi menghasilkan penerangan sebesar 2,54·10 −6 lux.

Skala magnitudo bersifat logaritmik, karena perubahan kecerahan dalam jumlah yang sama dianggap sama (hukum Weber-Fechner). Apalagi sejak Hipparchus memutuskan besarnya topik lebih sedikit daripada bintang lebih cerah, maka rumus tersebut mengandung tanda minus.

Dua sifat berikut membantu penggunaan besaran semu dalam praktiknya:

1. Peningkatan fluks cahaya sebanyak 100 kali setara dengan penurunan magnitudo bintang sebanyak tepat 5 unit.
2. Penurunan magnitudo bintang sebesar satu satuan berarti peningkatan fluks cahaya sebesar 10 1/2,5 = 2,512 kali.

Saat ini, magnitudo semu tidak hanya digunakan untuk bintang, tetapi juga untuk objek lain, seperti Bulan, Matahari, dan planet. Karena lebih terang dari bintang paling terang, maka magnitudo tampak negatif.

Besaran nyata bergantung pada sensitivitas spektral penerima radiasi (mata, detektor fotolistrik, pelat fotografi, dll.)

• Visual besarnya ( V atau M ay ) ditentukan oleh spektrum sensitivitas mata manusia (cahaya tampak), yang memiliki sensitivitas maksimum pada panjang gelombang 555 nm. atau secara fotografis dengan filter oranye.

• Fotografi atau magnitudo “biru” ( B atau M P ) ditentukan dengan mengukur secara fotometrik gambar bintang pada pelat fotografi yang peka terhadap sinar biru dan ultraviolet, atau menggunakan pengganda foto antimon-cesium dengan filter biru.

• Ultraungu besarnya ( kamu) memiliki maksimum pada ultraviolet pada panjang gelombang sekitar 350 nm.

Perbedaan besaran suatu benda dalam rentang yang berbeda U−B Dan B−V merupakan indikator integral dari warna suatu objek; semakin besar warnanya, semakin merah objek tersebut.

• Bolometrik besarnya sesuai dengan kekuatan radiasi total bintang, yaitu kekuatan yang dijumlahkan pada seluruh spektrum radiasi. Untuk mengukurnya, alat khusus digunakan - bolometer.

mutlak

Besaran mutlak (M ) didefinisikan sebagai besaran tampak suatu benda jika terletak pada jarak 10 parsec dari pengamat. Magnitudo bolometrik absolut Matahari adalah +4,7. Jika magnitudo semu dan jarak ke benda diketahui, maka magnitudo absolut dapat dihitung dengan menggunakan rumus:

Di mana D 0 = 10 buah ≈ 32.616 tahun cahaya.

Oleh karena itu, jika besaran semu dan magnitudo mutlak diketahui, jarak dapat dihitung dengan menggunakan rumus

Besaran absolut berhubungan dengan luminositas melalui hubungan berikut: di mana dan adalah luminositas dan magnitudo absolut Matahari.

Besaran beberapa benda

Matahari dari jarak yang berbeda

Mari kita lanjutkan perjalanan aljabar kita ke benda-benda langit. Dalam skala yang digunakan untuk mengevaluasi kecerahan bintang, mereka juga bisa bintang tetap; temukan tempat untuk diri Anda sendiri dan tokoh-tokoh lainnya - planet, Matahari, Bulan. Kita akan berbicara secara khusus tentang kecerahan planet; Di sini kami juga menunjukkan besarnya Matahari dan Bulan. Magnitudo bintang Matahari dinyatakan dengan angka minus 26,8, dan 1) Bulan penuh – minus 12,6. Mengapa kedua angka tersebut negatif, pembaca harus berpikir, sudah jelas setelah semua yang dikatakan sebelumnya. Namun mungkin dia akan bingung dengan perbedaan besar antara Matahari dan Bulan yang tidak cukup besar: Matahari dan Bulan “hanya dua kali lebih besar dari Matahari dan Bulan kedua”.

Namun jangan lupa bahwa penunjukan besaran pada dasarnya adalah logaritma tertentu (berdasarkan 2.5). Dan sama seperti tidak mungkin, ketika membandingkan bilangan-bilangan, membagi logaritmanya satu sama lain, maka tidak masuk akal, ketika membandingkan magnitudo bintang, membagi satu bilangan dengan bilangan lainnya. Perhitungan berikut menunjukkan hasil perbandingan yang benar.

Jika magnitudo Matahari “minus 26,8”, berarti Matahari lebih terang dari bintang magnitudo pertama.

2.527.8 kali. Bulan lebih terang dari bintang dengan magnitudo pertama

2.513.6 kali.

Artinya, kecerahan Matahari lebih besar dibandingkan kecerahannya bulan purnama V

2,5 27,8 2,5 14,2 kali. 2.5 13.6

Setelah menghitung nilai ini (menggunakan tabel logaritma), kita mendapatkan 447.000. Oleh karena itu, ini adalah rasio kecerahan Matahari dan Bulan yang benar: siang hari dalam cuaca cerah menerangi Bumi 447.000 kali lebih kuat daripada Bulan purnama pada hari itu. malam yang tidak berawan.

Mengingat jumlah panas yang dipancarkan Bulan sebanding dengan jumlah cahaya yang dihamburkannya - dan ini mungkin mendekati kebenaran - kita harus mengakui bahwa Bulan mengirimkan panas 447.000 kali lebih sedikit daripada Matahari. Diketahui bahwa setiap sentimeter persegi di perbatasan atmosfer bumi menerima sekitar 2 kalori kecil panas per menit dari Matahari. Artinya, Bulan mengirimkan tidak lebih dari 225.000 kalori kecil ke 1 cm2 Bumi setiap menitnya (artinya, Bulan dapat memanaskan 1 g air dalam 1 menit sebesar 225.000 derajat). Hal ini menunjukkan betapa tidak berdasarnya semua upaya yang menghubungkan pengaruh cahaya bulan terhadap cuaca bumi2).

1) Pada kuartal pertama dan terakhir, magnitudo Bulan minus 9.

2) Pertanyaan apakah Bulan dapat mempengaruhi cuaca melalui gravitasinya akan dibahas di akhir buku ini (lihat “Bulan dan Cuaca”).

Kepercayaan luas bahwa awan sering mencair di bawah pengaruh sinar bulan purnama adalah kesalahpahaman besar, dijelaskan oleh fakta bahwa hilangnya awan di malam hari (karena alasan lain) hanya terlihat di bawah sinar bulan.

Sekarang mari kita tinggalkan Bulan dan menghitung berapa kali Matahari lebih terang dari bintang paling cemerlang di seluruh langit - Sirius. Dengan alasan yang sama seperti sebelumnya, kita memperoleh rasio kecemerlangannya:

yaitu Matahari 10 miliar kali lebih terang dari Sirius.

Perhitungan berikut ini juga sangat menarik: berapa kali iluminasi yang diberikan Bulan purnama lebih terang dibandingkan total iluminasi keseluruhannya langit berbintang, yaitu semua bintang yang terlihat dengan mata telanjang di satu belahan langit? Kita telah menghitung bahwa bintang-bintang dari magnitudo pertama hingga keenam, bersinar bersama sebanyak seratus bintang dengan magnitudo pertama. Oleh karena itu, masalahnya adalah menghitung berapa kali Bulan lebih terang dari seratus bintang dengan magnitudo pertama.

Rasio ini setara

2,5 13,6

100 2700.

Jadi, pada malam yang cerah tanpa bulan, kita hanya menerima 2.700 cahaya dari langit berbintang yang dikirimkan Bulan purnama, dan 2.700x447.000, yaitu 1.200 juta kali lebih sedikit daripada yang diberikan Matahari pada hari tanpa awan.

Mari kita tambahkan juga besarnya internasional normal

“lilin” pada jarak 1 m sama dengan minus 14,2, artinya lilin pada jarak tertentu menyala lebih terang dari Bulan purnama sebesar 2.514.2-12.6, yaitu empat kali.

Menarik juga untuk dicatat bahwa lampu sorot suar pesawat dengan kekuatan 2 miliar lilin akan terlihat dari jarak Bulan sebagai bintang berkekuatan 4½, yaitu dapat dibedakan dengan mata telanjang.

Kecemerlangan sesungguhnya dari bintang-bintang dan Matahari

Semua perkiraan kilap yang kami buat sejauh ini hanya mengacu pada kecerahan yang terlihat. Angka-angka yang diberikan menyatakan kecemerlangan tokoh-tokoh pada jarak di mana masing-masing tokoh sebenarnya berada. Namun kita tahu betul bahwa bintang-bintang tidak jauh dari kita; Oleh karena itu, kecerahan bintang yang terlihat memberi tahu kita tentang kecerahan sebenarnya dan jaraknya dari kita - atau lebih tepatnya, tidak satu pun dari yang lain, sampai kita memisahkan kedua faktor tersebut. Sementara itu, penting untuk mengetahui perbandingan kecerahan atau, seperti yang mereka katakan, “luminositas” berbagai bintang jika mereka berada pada jarak yang sama dari kita.

Dengan mengajukan pertanyaan seperti ini, para astronom memperkenalkan konsep besaran bintang yang “mutlak”. Magnitudo absolut suatu bintang adalah magnitudo yang dimiliki bintang tersebut jika letaknya jauh dari kita.

berdiri 10 "parsec". Parsec adalah ukuran panjang khusus yang digunakan untuk jarak bintang; Nanti kita akan membicarakan asal usulnya secara terpisah, di sini kita hanya akan mengatakan bahwa satu parsec adalah sekitar 30.800.000.000.000 km. Menghitung magnitudo absolut suatu bintang tidaklah sulit jika Anda mengetahui jarak bintang dan memperhitungkan bahwa kecerahannya akan berkurang sebanding dengan kuadrat jarak1).

Kami akan memperkenalkan pembaca pada hasil dari dua perhitungan tersebut: untuk Sirius dan untuk Matahari kita. Magnitudo absolut Sirius adalah +1,3, Matahari +4,8. Ini berarti bahwa dari jarak 30.800.000.000.000 km, Sirius akan bersinar bagi kita sebagai bintang berkekuatan 1,3, dan Matahari kita akan berkekuatan 4,8, yaitu lebih lemah dari Sirius pada saat itu.

2,5 3,8 2,53,5 25 kali,

2,50,3

meskipun kecemerlangan tampak Matahari 10.000.000.000 kali lebih besar dibandingkan kecemerlangan Sirius.

Kami yakin bahwa Matahari bukanlah bintang paling terang di langit. Namun, kita tidak boleh menganggap Matahari kita sebagai bintang kerdil di antara bintang-bintang di sekitarnya: luminositasnya masih di atas rata-rata. Menurut statistik bintang, luminositas rata-rata bintang yang mengelilingi Matahari hingga jarak 10 parsec adalah bintang dengan magnitudo absolut kesembilan. Karena nilai mutlak Matahari berukuran 4,8, yang berarti lebih terang dari rata-rata bintang “tetangganya”, in

Meski 25 kali lebih redup dibandingkan Sirius, Matahari masih 50 kali lebih terang dibandingkan rata-rata bintang di sekitarnya.

Bintang paling terang yang diketahui

Luminositas tertinggi dimiliki oleh bintang berkekuatan delapan yang tidak dapat diakses dengan mata telanjang di konstelasi Doradus, yang ditunjuk

1) Perhitungan dapat dilakukan dengan menggunakan rumus berikut, yang asal usulnya akan menjadi jelas bagi pembaca ketika nanti ia menjadi lebih akrab dengan “parsec” dan “parallax”:

Di sini M adalah magnitudo absolut bintang, m adalah magnitudo tampak, π adalah paralaks bintang di

detik. Transformasi berturut-turut adalah sebagai berikut: 2.5M = 2.5m 100π 2,

M lg 2,5 = m lg 2,5 + 2 + 2 lg π, 0,4M = 0,4m +2 + 2 lg π,

M = m + 5 + 5 catatan π .

Untuk Sirius, misalnya, m = –1.6π = 0",38. Oleh karena itu, nilai absolutnya

M = –l.6 + 5 + 5 log 0,38 = 1,3.

dengan huruf latin S. Rasi bintang Dorado terletak di belahan langit selatan dan tidak terlihat di zona beriklim belahan bumi kita. Bintang yang dimaksud adalah bagian dari sistem bintang tetangga kita, Awan Magellan Kecil, yang jaraknya dari kita diperkirakan sekitar 12.000 kali lebih jauh dibandingkan jarak ke Sirius. Pada jarak yang begitu jauh, sebuah bintang harus memiliki luminositas yang benar-benar luar biasa agar bisa muncul bahkan pada magnitudo kedelapan. Sirius, yang terlempar jauh ke luar angkasa, akan bersinar seperti bintang berkekuatan 17, artinya hampir tidak terlihat melalui teleskop paling kuat.

Berapa luminositas bintang yang menakjubkan ini? Perhitungannya memberikan hasil sebagai berikut: dikurangi nilai kedelapan. Artinya bintang kita secara mutlak: 400.000 kali (kurang lebih) lebih terang dari Matahari! Dengan kecerahan luar biasa tersebut, bintang ini, jika ditempatkan pada jarak Sirius, akan tampak sembilan magnitudo lebih terang darinya, yakni kira-kira memiliki kecerahan Bulan dalam fase seperempat! Sebuah bintang yang, dari jarak Sirius, dapat membanjiri bumi dengan cahaya yang begitu terang, berhak untuk dianggap sebagai bintang paling terang yang kita kenal.

Besarnya planet-planet di langit bumi dan alien

Sekarang mari kita kembali ke perjalanan mental ke planet lain (yang kita buat di bagian “Langit Asing”) dan mengevaluasi dengan lebih akurat kecemerlangan bintang-bintang yang bersinar di sana. Pertama-tama, kami menunjukkan besaran bintang planet-planet pada kecerahan maksimumnya di langit bumi. Ini tandanya.

Di langit bumi:

Melihat melaluinya, kita melihat bahwa Venus lebih terang dari Jupiter hampir dua magnitudo, yaitu 2,52 = 6,25 kali, dan Sirius 2,5-2,7 = 13 kali

(besarnya Sirius adalah 1,6). Dari tablet yang sama terlihat jelas bahwa planet Saturnus yang redup masih lebih terang dari semua bintang diam kecuali Sirius dan Canopus. Di sini kita menemukan penjelasan atas fakta bahwa planet (Venus, Jupiter) terkadang terlihat dengan mata telanjang di siang hari, sedangkan bintang di siang hari sama sekali tidak dapat diakses dengan mata telanjang.

Kami sampaikan kepada Anda beberapa istilah yang akan memperdalam pengetahuan Anda tentang astronomi.

Besarnya nyata

Jumlah bintang di langit malam yang terlihat dengan mata telanjang ternyata tidak sebanyak yang terlihat. Jika Anda memiliki ketajaman penglihatan yang baik dan keluar kota, jauh dari penerangan jalan raya, maka sekitar 6.000 bintang akan tersedia untuk observasi. Terlebih lagi, separuhnya akan selalu tersembunyi dari pengamat di balik cakrawala. Tetapi jumlah ini pun cukup untuk melihat perbedaan kecerahan bintang-bintang. Ilmuwan kuno juga memperhatikan hal ini. Matematikawan dan astronom Yunani kuno Hipparchus, yang hidup pada abad ke-2 SM, membagi semua bintang yang ia amati menjadi enam magnitudo. Dia mengaitkan yang paling terang dengan magnitudo pertama, dan yang paling redup dengan magnitudo keenam. Secara umum prinsip ini masih digunakan sampai sekarang. Namun saat ini, astronomi memungkinkan kita mengamati bintang yang tak terhitung jumlahnya, yang sebagian besar sangat redup sehingga tidak dapat diamati dengan mata telanjang. Dan konsep magnitudo bintang digunakan tidak hanya untuk bintang-bintang jauh, tetapi juga untuk objek lain - Matahari, Bulan, satelit buatan, planet dan sebagainya. Oleh karena itu, diyakini bahwa magnitudo adalah karakteristik numerik tak berdimensi dari kecerahan suatu benda.

Sebagai berikut dari penjelasan di atas, magnitudo tampak dari benda paling terang akan bernilai negatif. Sebagai perbandingan, magnitudo Matahari adalah –26,7, dan magnitudo bintang terdekat dengan bintang kita, namun tidak terlihat dengan mata telanjang, adalah +11,1. Magnitudo maksimum Mars adalah? 2.91. Satelit Mayak, yang diciptakan dan direncanakan oleh para ilmuwan muda Rusia untuk dikirim ke orbit, direncanakan memiliki magnitudo tidak lebih dari ?10. Dan jika semuanya berhasil, untuk beberapa waktu objek tersebut akan menjadi objek paling terang di langit malam, kecuali, tentu saja, Anda menghitung Bulan saat bulan purnama (? 12.74).

Besaran mutlak

Deneb adalah salah satu yang paling banyak bintang besar, yang diketahui sains, memiliki magnitudo +1,25. Diameternya kira-kira sama dengan diameter orbit Bumi dan 110 kali diameter Matahari. Jarak ke raksasa ini adalah 1.640 tahun cahaya. Meskipun para ilmuwan masih memperdebatkan masalah ini, hal ini masih terlalu jauh. Kebanyakan bintang pada jarak ini hanya dapat dilihat melalui teleskop. Jika kita lebih dekat dengan bintang ini, kecerahan Deneb di langit akan jauh lebih tinggi. Jadi, besaran nyata bergantung pada luminositas benda dan jarak ke benda tersebut. Untuk dapat membandingkan luminositas bintang yang berbeda satu sama lain, digunakan magnitudo absolut. Untuk bintang, magnitudo semu suatu benda didefinisikan jika terletak pada jarak 10 parsec dari pengamat. Jika jarak ke bintang diketahui, maka besaran absolutnya mudah dihitung.

Magnitudo mutlak Matahari adalah +4,8 (terlihat, ingat, ?26,7). Sirius, bintang paling terang di langit malam, memiliki magnitudo tampak ?1,46, namun magnitudo absolut hanya +1,4. Namun hal ini tidak mengherankan, karena berlian langit malam (begitulah sebutan bintang ini) berada dekat dengan kita: pada jarak hanya 8,6 tahun cahaya. Tapi magnitudo absolut Deneb yang telah disebutkan adalah ?6,95.

Paralaks

Pernah bertanya-tanya bagaimana para ilmuwan menentukan jarak ke sebuah bintang? Bagaimanapun, jarak ini tidak dapat diukur dengan pengintai laser. Sebenarnya, ini sederhana. Sepanjang tahun, posisi bintang di langit berubah karena orbit Bumi mengelilingi Matahari. Perubahan ini disebut paralaks tahunan bintang. Semakin dekat sebuah bintang dengan kita, semakin besar perpindahannya terhadap latar belakang bintang-bintang yang jauhnya. Namun bahkan untuk bintang-bintang terdekat, pergeseran ini sangatlah kecil. Ketidakmampuan mendeteksi paralaks pada bintang pernah menjadi salah satu argumen yang menentang sistem heliosentris dunia. Hal ini baru dapat dilakukan pada abad ke-19. Saat ini, teleskop luar angkasa khusus diluncurkan ke orbit untuk mengukur paralaks, dan juga jarak ke bintang. Teleskop Hipparcos milik Badan Antariksa Eropa (dinamai menurut Hipparchus yang sama yang mengklasifikasikan bintang berdasarkan kecerahan) mengukur paralaks lebih dari 100 ribu bintang. Pada bulan Desember 2013, penggantinya Gaia diluncurkan ke orbit.

Perpindahan paralaktik bintang-bintang terdekat dengan latar belakang bintang-bintang jauh

Sebenarnya, paralaks (dan ini bukan hanya konsep astronomi) adalah perubahan posisi nyata suatu objek relatif terhadap latar belakang yang jauh (dalam kasus kita, bintang yang lebih jauh) bergantung pada posisi pengamat. Ini juga digunakan dalam geodesi. Penting untuk fotografi. Paralaks diukur dalam detik busur (arcseconds).

Tahun cahaya

Ukur jarak dalam luar angkasa kilometer sama sekali tidak nyaman. Misalnya jarak ke bintang terdekat kita, Proxima Centauri? 4,01?1013 kilometer (40,1 triliun kilometer). Sulit membayangkan jarak ini. Namun jika Anda mengukur jarak ini dalam tahun cahaya, satuan panjang, sama dengan jarak dilalui cahaya dalam satu tahun, hasilnya adalah 4,2 tahun cahaya. Cahaya dari katai merah ini membutuhkan waktu sekitar 4 tahun 3 bulan untuk mencapai kita. Itu mudah.

Parsek

Namun dengan satuan panjang lain yang digunakan dalam astronomi, tidak semuanya sesederhana itu. Jarak ke bintang Proxima Centauri, diukur dalam parsec, adalah 1,3 satuan. Kata “parsec” sendiri terbentuk dari kata “parallax” dan “second” (artinya satu detik busur sama dengan 1/3600 derajat, bayangkan busur derajat sekolah). Paralaks yang sama berkat kita dapat mengukur jarak ke bintang. Parsec (dilambangkan dengan "pc")? Ini adalah jarak dari mana segmen satu unit astronomi (jari-jari orbit Bumi), tegak lurus terhadap garis pandang, terlihat pada sudut satu detik busur.

Lengan galaksi

Bima Sakti kita memiliki diameter 100.000 tahun cahaya. Itu milik salah satu jenis galaksi utama. Bimasakti adalah galaksi spiral berbatang. Semua bintang yang kita lihat di langit dengan mata telanjang ada di Galaksi kita. Secara total, Bima Sakti mengandung perkiraan yang berbeda, dari 200 hingga 400 miliar bintang. Bagaimana Anda bisa menavigasi dan mencari tahu di mana letak Matahari di antara miliaran bintang ini?

Bima Sakti adalah galaksi spiral, dan memiliki lengan galaksi spiral yang terletak pada bidang piringan. Selongsong galaksi adalah elemen struktural galaksi spiral. Sebagian besar bintang, debu, dan gas terkandung di lengan galaksi.

Lengan galaksi Bima Sakti

Ada beberapa lengan seperti itu, tetapi yang utama adalah lengan Sagitarius, lengan Cygnus, lengan Perseus, lengan Centaurus, dan lengan Orion. Mereka mendapat nama seperti itu dari nama konstelasi tempat susunan lengan utama dapat diamati. Lengan Orion berukuran kecil dibandingkan yang lain. Kadang-kadang bahkan disebut Orion's Spur. Panjangnya hanya sekitar 11.000 tahun cahaya. Tapi bagi kami selongsong ini terkenal karena Matahari dan ukurannya yang kecil Planet biru, berputar mengelilinginya dan menjadi rumah kita, terletak persis di dalamnya.

Apocenter dan periapsis

Sebagian besar orbit satelit buatan dan benda langit yang diketahui berbentuk elips. Dan untuk orbit elips apa pun, Anda selalu dapat menunjukkan titik yang paling dekat dengan benda pusat dan terjauh darinya. Titik terdekat disebut periapsis, dan titik terjauh disebut apocenter.

Apocenter (kanan) dan periapsis (kiri)

Namun, sebagai aturan, alih-alih kata "pusat", setelah "peri-" atau "apo-", nama benda di sekitar tempat terjadinya gerakan diganti. Jadi, untuk orbit satelit buatan Bumi (Gaia - dalam bahasa Yunani kuno) dan orbit Bulan, istilah apogee dan perigee digunakan. Untuk orbit cislunar (Bulan - Selene), terkadang digunakan apopulasi dan periselenion. Titik pada orbit planet kita atau planet lain yang paling dekat dengan Matahari (Helios) benda angkasa Tata surya bersifat perihelion, yang jauh adalah aphelion atau apohelion. Untuk orbit di sekitar bintang lain (astron - bintang) - periastron dan apoaster.

Satuan astronomi

Perihelion orbit planet kita (titik terdekat orbitnya dengan Matahari) adalah 147.098.290 km (0,983 unit astronomi), aphelion - 152.098.232 km (1.017 unit astronomi). Namun jika Anda mengambil jarak rata-rata dari Bumi ke Matahari, Anda mendapatkan satuan pengukuran yang nyaman di luar angkasa. Untuk jarak yang pengukurannya dalam kilometer sudah merepotkan, dan dalam tahun cahaya dan parsec masih merepotkan. Satuan pengukuran ini disebut “satuan astronomi” (dilambangkan dengan “au”) dan digunakan untuk menentukan jarak antar benda di tata surya, sistem ekstrasurya, dan antar komponen bintang ganda. Setelah beberapa klarifikasi, satuan astronomi diakui sama dengan 149597870,7 kilometer.

Jadi, Bumi berjarak 1 a dari Matahari. Artinya, Neptunus, planet terjauh dari Matahari, pada jarak sekitar 30 a. e. Jarak Matahari ke planet terdekatnya – Merkurius – hanya 0,39 a. e. Dan pada saat terjadi konfrontasi besar berikutnya antara Mars dan Bumi, pada tanggal 27 Juli 2018, jarak antar planet akan berkurang menjadi 0,386 AU. e.

Batas Roche

Tidak ada sesuatu pun yang permanen di luar angkasa. Hanya perlu jutaan tahun untuk mengubah tatanan yang biasa kita lakukan. Jadi, jika seorang pengamat mengamati Mars dalam beberapa juta tahun, ia mungkin tidak dapat mendeteksi satu atau bahkan dua satelitnya. Seperti diketahui, satelit terbesar Planet Merah, Phobos, mendekatinya dengan kecepatan 1,8 meter per abad. Phobos bergerak pada jarak hanya sekitar 9.000 km dari Mars. Sebagai perbandingan, orbit satelit navigasi berada pada ketinggian 19.400–23.222 km, orbit geostasioner berjarak 35.786 km, dan Bulan, satelit alami planet kita, terletak pada jarak 385.000 km dari Bumi.

10–11 juta tahun lagi akan berlalu, dan Phobos akan melewati batas Roche, yang mengakibatkan kehancuran. Batas Roche, dinamai menurut Edouard Roche, orang pertama yang menghitung batas tersebut untuk beberapa satelit, adalah jarak dari sebuah planet (bintang) ke satelitnya, yang lebih dekat dengan satelit tersebut yang dihancurkan oleh gaya pasang surut. Telah ditetapkan bahwa gaya gravitasi planet ini terkompensasi gaya sentrifugal hanya di pusat massa satelit. Di titik lain di satelit tidak ada persamaan gaya, yang menjadi alasan terbentuknya gaya pasang surut. Akibat aksi gaya pasang surut, satelit pertama-tama memperoleh bentuk ellipsoidal, dan ketika melewati batas Roche, satelit tersebut terkoyak. Namun orbit satelit lain di planet merah - Deimos (ketinggian orbit sekitar 23.500 km) - semakin lama semakin jauh. Cepat atau lambat dia akan mengatasi gravitasi Mars dan melakukan perjalanan mandiri tata surya.

Laniakea

Bisakah Anda mengetahui di alam semesta manakah planet kita berada? Tentu saja, planet Bumi terletak di Tata Surya, yang terletak di Lengan Orion - lengan galaksi kecil Bima Sakti. Jadi apa selanjutnya? Galaksi kita, galaksi terdekat Andromeda, galaksi Triangulum, dan lebih dari 50 galaksi lainnya adalah bagian dari Grup Galaksi Lokal, yang merupakan komponen superkluster Virgo.

Laniakea dan Bima Sakti

Namun superkluster Virgo, disebut juga superkluster galaksi lokal, superkluster Hydra-Centauri dan Pavonis-India, serta superkluster Selatan membentuk superkluster galaksi yang disebut Laniakea. Ini berisi sekitar 100 ribu galaksi. Diameter Laniakea adalah 500 juta tahun cahaya. Sebagai perbandingan, diameter Galaksi kita hanya 100 ribu tahun cahaya. Diterjemahkan dari bahasa Hawaii, Laniakea berarti “surga yang luar biasa.” Hal ini, secara umum, secara akurat mencerminkan fakta bahwa di masa mendatang kita tidak mungkin bisa terbang ke tepi “surga” ini.

Laniakea dan superkluster galaksi Perseus-Pisces di dekatnya

Para astronom mengukur kecerahan, atau lebih tepatnya, kecemerlangan bintang-bintang magnitudo bintang. Istilah yang cukup orisinal, diperkenalkan pada abad kedua SM oleh astronom Yunani Hipparchus.

Hipparchus membagi bintang menurut kecerahannya menjadi enam derajat, menjadi enam magnitudo, menyebut bintang paling terang sebagai bintang dengan magnitudo pertama, dan yang paling lemah, hampir tidak terlihat oleh mata, disebut dengan magnitudo keenam. Bintang-bintang dengan kecerahan menengah didistribusikan berdasarkan magnitudo secara subyektif, “dengan mata”, sehingga “langkah” magnitudo bintang kira-kira sama.

Belakangan diketahui bahwa “langkah-langkah” yang secara subyektif seragam dari satu magnitudo ke magnitudo berikutnya berhubungan dengan peningkatan kecerahan fisik secara eksponensial (fluks cahaya). Dengan kata lain, kilap yang terlihat meningkat pada langkah, dan kecerahan fisik - V berkali-kali. Ini adalah properti dari setiap sensasi fisiologis, mereka mematuhi hukum logaritmik: intensitas sensasi sebanding dengan logaritma intensitas stimulus.

Sangat menyenangkan bahwa perbedaan 5 unit bintang (dilambangkan 5 m) berhubungan dengan perubahan seratus kali lipat dalam fluks cahaya. Dengan demikian, satu magnitudo berarti perubahan fluks cahaya kira-kira dua setengah kali. Bintang Vega dipilih karena magnitudonya nol, tetapi bintang paling terang tidak masuk dalam skala tersebut dan memiliki magnitudo negatif: Sirius, Canopus, Alpha Centauri, dan Arcturus.

Semakin besar magnitudonya, yaitu semakin redup bintangnya, maka jumlahnya pun semakin banyak. Analisis Katalog Bintang Terang, yang mencakup semua bintang yang lebih terang dari 6,5 m, memberikan hubungan yang baik: dengan peningkatan satu magnitudo, jumlah bintang bertambah 3 kali lipat. Harap diperhatikan: ketergantungan eksponensial juga muncul di sini! Banyak proses di alam dijelaskan dengan eksponensial.

Untuk melihat hubungan eksponensial ini, akan lebih mudah jika menggunakan grafik dengan skala logaritmik, seperti yang saya lakukan pada gambar kedua. Bintang-bintang dari katalog Almagest Ptolemeus (abad ke-2 M), katalog tertua yang masih ada, dan katalog Ugulbek juga ditambahkan di sana. Di dalamnya, besaran bintang ditentukan dengan metode Hipparchian “dengan mata”; namun, jelas bahwa secara umum mereka konsisten dengan yang modern. Kelebihan magnitudo bintang 3 dan 4 disebabkan oleh perkiraan kecerahan bintang redup yang terlalu tinggi. Selain itu, terlihat jelas bahwa para astronom kuno menghilangkan sejumlah besar bintang paling redup dengan magnitudo 5 dan 6.

Keterangan

×

Deskripsi tabel

Meja mencakup jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo tertentu.

Magnitudo bintang Membatasi magnitudo bintang. Katalog bintang terang Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo tertentu dari Katalog Bintang Terang. Almagest Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo yang ditunjukkan dalam katalog Almagest. Ulugbek Jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudo yang ditentukan dalam katalog Ulugbek.

Bagan pertama menunjukkan ketergantungan jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudonya terhadap magnitudo.

Grafik kedua menunjukkan ketergantungan jumlah bintang yang lebih terang dari magnitudonya pada magnitudo dalam skala logaritmik untuk berbagai katalog.