Што ја одредува големината на ѕвездите? Апсолутни максимални ѕвездени величини: опис, размер и осветленост. магнитудата се покажа како многу пригоден концепт

Како подарок ќе добиете картичка која ќе покаже
каде точно можете да ја видите вашата ѕвезда на небото!

Магнитуди

Веднаш вреди да се напомене дека сјајот на небесните тела, имено ѕвездите, сè уште се изразува во посебни, така да се каже, историски утврдени индикатори, имено „ѕвездени величини“. Појавата и потеклото на овој броен систем е директно поврзана со особеноста на човечката визија: ако јачината на изворот на светлина се промени во геометриска прогресија, тогаш нашето чувство од него е само аритметичко. Пред неколку века, грчкиот астроном Хипарх (пред 161 - по 126 п.н.е.) можел да подели сè. видливи за окочовечките ѕвезди се поделени во 6 класи, дистрибуирајќи ги според светлината. Најсјајните ѕвезди ги нарекол ѕвезди со 1-ва светлинска величина, додека најслабите ѕвезди со 6-та светлинска величина. Малку подоцна, мерењата можеа да покажат дека флуксот на светлината што потекнува од ѕвездите со 1-ва величина се приближно 100 пати поголеми од флуксот на светлината од ѕвездите со 6-та величина, според работата на Хипарх.

За повеќе прецизна дефиницијасе претпоставуваше дека разликата од 5 магнитуди точно одговара на односот на светлосните текови во однос 1:100. Сега можеме со сигурност да кажеме дека разликата во осветленоста за 1 магнитуда целосно одговара на односот на осветленоста. До денес овој системкласификацијата на небесните тела беше значително подобрена, по што беа направени голем број промени во неа, со што се финализираа делата на античкиот научник. На пример: ѕвезда со прва светлинска величина е 2.512 пати посветла од ѕвезда со втора светлинска величина, која пак е 2.512 пати посветла од ѕвезда со трета светлинска величина, итн. Оваа скала е многу универзална и може да се користи за изразување на осветлувањето создадено на површината на Земјата од кој било вид на извор на светлина.

Но, за целосна споредба на ѕвездите, според нивната вистинска „светлина“, се користи „апсолутна величина“, што е привидната величина што би ја имала дадена ѕвезда доколку се постави на стандардно растојание од Земјата од 10 парчиња. Ако ѕвездата има паралакса p и привидна величина m, тогаш нејзината апсолутна величина M ќе се пресмета со формулата. Исто така, вреди да се напомене дека можеме дури и да го опишеме зрачењето на нашата ѕвезда користејќи ѕвездени магнитуди, и во различни опсези од нејзиниот спектар. На пример, визуелната величина (mv) ќе ја изрази осветленоста на ѕвездата во жолто-зелениот регион на нејзиниот спектар, фотографската величина (mp) - во сина боја, итн. Варијацијата помеѓу визуелните и фотографските вредности на бојата се нарекува „индекс на боја“, кој е директно поврзан со температурата и спектарот на ѕвездата.

Привидна величина (во натамошниот текст m; многу често тоа едноставно се нарекува „ѕвездена магнитуда“) овој индикатор го одредува флуксот на зрачење во близина на објектот што го набљудуваме, односно набљудуваната осветленост на нашиот небесен извор, што директно не зависи само на вистинската моќ на зрачење, нашиот објект, но и на растојанието до неговата локација. Исто така, вреди да се напомене дека скалата на видливите ѕвездени магнитуди потекнува од првиот ѕвезден каталог на Хипарх (пред 161 в. 126 п.н.е.), во кој биле земени предвид сите ѕвезди видливи за човечкото око, по што биле поделени на шест класи според нивната осветленост

На пример, осветленоста на ѕвездите на Големата Мечка е околу 2 метри, додека ѕвездите на Вега се околу 0 метри. Но, тоа не е сè, за особено светлите небесни тела, вредноста на големината може да биде негативна, на пример: Сириус е околу -1,5 m (што значи дека флуксот на светлината што произлегува од него е 4 пати поголем отколку од Вега), додека осветленоста на Венера за неколку дена во годината може да достигне и до -5 метри (светлините флукс се речиси 100 пати поголеми од онаа на Вега). Вреди да се нагласи дека видливата големина може да се мери не само со телескоп, туку и со голо око, во визуелниот опсег на спектарот и во други (фотографски, UV, IR). Во овој случај, привидната големина нема да има никаква врска конкретно со човечкиот поглед.

Ѕвезда - во која се случуваат или ќе се случат термонуклеарни реакции. НО најчесто ѕвездите се оние небесни тела во кои веќе се случуваат термонуклеарни реакции.
На пример, можеме да го земеме нашето Сонце, кое е типична ѕвезда од спектрална класа G. Ѕвездите се масивни светлечки плазма-гасни топчиња. Исто така, вреди да се напомене дека тие се формираат од средина гас-прашина, која произлегува како резултат на гравитациска компресија. Научниците тврдат дека температурата на материјата во внатрешноста на ѕвездата може да се измери во милиони келвини, додека на нивната површина може да се измери во илјадници келвини, што е неколку десетици пати помало. Енергијата на огромното мнозинство на ѕвезди се ослободува како резултат на термонуклеарни реакции кои го претвораат водородот во хелиум, кои се случуваат на високи температури во внатрешните области на ѕвездите. Исто така, вреди да се напомене дека научниците често ги нарекуваат ѕвездите главните тела на нашиот Универзум, бидејќи тие го содржат целиот дел од светлечката материја во природата. Исто така, вреди да се забележи дека ѕвездите имаат негативен топлински капацитет. Најблиската ѕвезда до Сонцето е малку позната ѕвезда, Проксима Кентаур. Што е на 4,2 светлосни годиниод центарот на Сончевиот систем (4,2 светлосни години = 39 PM = 39 трилиони km = 3,9 1013 km).

Ѕвездената магнитуда е нумеричка карактеристика на објект на небото, најчесто ѕвезда, што покажува колку светлина доаѓа од него до точката каде што се наоѓа набљудувачот.

Видливо (визуелно)

Современиот концепт на привидна величина е направен да одговара на величините доделени на ѕвездите од античкиот грчки астроном Хипарх во 2 век п.н.е. д. Хипарх ги подели сите ѕвезди на шест магнитуди. Тој ги нарече најсјајните ѕвезди со прва величина, најмрачните ѕвезди со шеста светлинска величина. Тој рамномерно ги дистрибуираше средните вредности меѓу преостанатите ѕвезди.

Очигледната величина на ѕвездата не зависи само од тоа колку светлина испушта објектот, туку и од тоа колку е оддалечен од набљудувачот. Привидната величина се смета за мерна единица сјајѕвезди, и колку е поголем сјајот, толку е помала големината и обратно.

Во 1856 година, Н. Погсон предложил формализирање на скалата на големината. Очигледната големина се одредува со формулата:

Каде Јас- прозрачен флукс од објектот, В- постојана.

Бидејќи оваа скала е релативна, нејзината нулта точка (0 m) е дефинирана како осветленост на ѕвезда чиј прозрачен флукс е еднаков на 10³ кванти /(cm² s Å) во зелено светло (скала UBV) или 10 6 кванти /(cm²· s·Å) во целиот видлив опсег на светлина. Ѕвезда на 0 m надвор од атмосферата на Земјата создава осветлување од 2,54·10-6 лукс.

Скалата на големината е логаритамска, бидејќи промените во осветленоста за ист број пати се перципираат како исти (закон Вебер-Фехнер). Згора на тоа, бидејќи Хипарх одлучил дека големината на темите помалкуотколку ѕвезда посветла, тогаш формулата содржи знак минус.

Следниве две својства помагаат да се користат привидните величини во пракса:

1. Зголемувањето на прозрачниот флукс за 100 пати одговара на намалувањето на привидната ѕвездена магнитуда за точно 5 единици.
2. Намалувањето на ѕвездената магнитуда за една единица значи зголемување на светлиот флукс за 10 1/2,5 = 2,512 пати.

Во денешно време, привидната магнитуда се користи не само за ѕвездите, туку и за други објекти, како што се Месечината и Сонцето и планетите. Бидејќи тие можат да бидат посветли од најсветлата ѕвезда, тие можат да имаат негативна привидна величина.

Очигледната големина зависи од спектралната чувствителност на примачот на зрачење (око, фотоелектричен детектор, фотографска плоча итн.)

• Визуеленмагнитуда ( Вили м v ) се одредува со спектарот на чувствителност на човечкото око (видлива светлина), која има максимална чувствителност на бранова должина од 555 nm. или фотографски со портокалов филтер.

• Фотографскиили „сина“ магнитуда ( Били м стр ) се одредува со фотометриско мерење на сликата на ѕвездата на фотографска плоча чувствителна на сини и ултравиолетови зраци или со користење на антимон-цезиум фотомултипликатор со син филтер.

• Ултравиолетовомагнитуда ( У) има максимум во ултравиолетовите на бранова должина од околу 350 nm.

Разлики во величините на еден објект во различни опсези U−BИ B−Vсе интегрални показатели за бојата на објектот, колку се поголеми, толку е поцрвен објектот.

• Болометрискиголемината одговара на вкупната моќ на зрачење на ѕвездата, т.е. моќноста сумирана на целиот спектар на зрачење. За да се измери, се користи посебен уред - болометар.

апсолутна

Апсолутна величина (М ) се дефинира како привидна големина на објект ако тој се наоѓа на растојание од 10 парсеци од набљудувачот. Апсолутната болометриска величина на Сонцето е +4,7. Ако се познати привидната големина и растојанието до објектот, можете да ја пресметате апсолутната величина користејќи ја формулата:

Каде г 0 = 10 парчиња ≈ 32.616 светлосни години.

Според тоа, ако се познати привидните и апсолутните величини, растојанието може да се пресмета со помош на формулата

Апсолутната величина е поврзана со сјајноста со следнава врска: каде и се светлината и апсолутната величина на Сонцето.

Големините на некои објекти

Сонцето од различни растојанија

Да ја продолжиме нашата алгебарска екскурзија до небесните тела. Во скалата што се користи за проценка на осветленоста на ѕвездите, тие можат, покрај фиксирани ѕвезди; најдете место за себе и за другите светили - планети, Сонце, Месечина. Ќе зборуваме конкретно за осветленоста на планетите; Овде ќе ја означиме големината на Сонцето и Месечината. Ѕвездената величина на Сонцето се изразува со бројот минус 26,8, а полната1) Месечина – минус 12,6. Зошто и двата броја се негативни, читателот треба да помисли, јасно е по се што беше кажано претходно. Но, можеби тој ќе биде збунет од недоволно големата разлика помеѓу величините на Сонцето и Месечината: првата е „само двојно поголема од втората“.

Да не заборавиме, сепак, дека ознаката на големината е, во суштина, одреден логаритам (врз основа на 2.5). И како што е невозможно, кога се споредуваат броеви, да се поделат нивните логаритми еден со друг, нема смисла, кога се споредуваат ѕвездени величини, да се дели еден број со друг. Следната пресметка го покажува резултатот од правилната споредба.

Ако големината на Сонцето е „минус 26,8“, тогаш тоа значи дека Сонцето е посветло од ѕвезда со прва величина

2.527.8 пати. Месечината е посветла од ѕвезда со прва магнитуда

2.513,6 пати.

Тоа значи дека осветленоста на Сонцето е поголема од осветленоста полна месечинаВ

2,5 27,8 2,5 14,2 пати. 2,5 13,6

Откако ја пресметавме оваа вредност (користејќи табели на логаритми), добиваме 447.000, според тоа, точниот однос на осветленоста на Сонцето и Месечината: дневната светлина при ведро време ја осветлува Земјата 447.000 пати посилна од полната Месечина. ноќ без облаци.

Имајќи предвид дека количината на топлина што ја испушта Месечината е пропорционална со количината на светлина што ја расфрла - и тоа веројатно е блиску до вистината - мора да признаеме дека Месечината ни испраќа 447.000 пати помалку топлина од Сонцето. Познато е дека секој квадратен сантиметар на границата на земјината атмосфера добива од Сонцето околу 2 мали калории топлина во минута. Ова значи дека Месечината испраќа не повеќе од 225.000-ти од малата калорија на 1 cm2 од Земјата секоја минута (т.е. може да загрее 1 g вода за 1 минута за 225.000-ти степен). Ова покажува колку се неосновани сите обиди да се припише какво било влијание врз земното време на месечевата светлина2).

1) Во првата и последната четвртина, големината на Месечината е минус 9.

2) Прашањето дали Месечината може да влијае на времето преку нејзината гравитација ќе биде разгледано на крајот од книгата (види „Месечината и времето“).

Раширеното верување дека облаците често се топат под влијание на зраците на полната Месечина е груба заблуда, објаснета со фактот дека исчезнувањето на облаците ноќе (поради други причини) станува забележливо само под светлината на Месечината.

Сега да ја напуштиме Месечината и да пресметаме колку пати Сонцето е посветло од најблескавата ѕвезда на целото небо - Сириус. Расудувајќи на ист начин како и претходно, го добиваме односот на нивната брилијантност:

т.е. Сонцето е 10 милијарди пати посветло од Сириус.

Следната пресметка е исто така многу интересна: колку пати осветлувањето дадено од полната Месечина е посветло од вкупното осветлување на целата ѕвезденото небо, т.е. сите ѕвезди видливи со голо око на една небесна хемисфера? Веќе пресметавме дека ѕвездите од првата до шестата светлинска величина, вклучително, сјаат заедно колку сто ѕвезди со прва светлинска величина. Оттука, проблемот се сведува на пресметување колку пати Месечината е посветла од сто ѕвезди од првата величина.

Овој сооднос е еднаков

2,5 13,6

100 2700.

Значи, во јасна ноќ без месечина добиваме од ѕвезденото небо само 2700-ти од светлината што ја испраќа полната Месечина и 2700x447.000, односно 1200 милиони пати помалку отколку што дава Сонцето во ден без облаци.

Да додадеме и дека големината на нормалната меѓународна

„Свеќи“ на растојание од 1 m е еднакво на минус 14,2, што значи дека свеќата на одреденото растојание осветлува посветло од полната Месечина за 2.514.2-12.6, т.е. четири пати.

Исто така, може да биде интересно да се забележи дека рефлектор на авионски светилник со моќност од 2 милијарди свеќи ќе биде видлив од далечината на Месечината како ѕвезда со 4½ светлинска величина, т.е. може да се разликува со голо око.

Вистинскиот сјај на ѕвездите и Сонцето

Сите проценки на сјајот што ги направивме досега се однесуваат само на нивната привидна осветленост. Дадените бројки го изразуваат сјајот на светилниците на растојанија на кои всушност се наоѓа секоја од нив. Но, добро знаеме дека ѕвездите не се подеднакво оддалечени од нас; Затоа, видливата осветленост на ѕвездите ни кажува и за нивната вистинска светлина и за нивната оддалеченост од нас - или подобро кажано, ниту едниот ниту другиот, додека не ги разделиме двата фактори. Во меѓувреме, важно е да се знае колкава би била компаративната осветленост или, како што велат, „светлината“ на разни ѕвезди кога би биле на исто растојание од нас.

Поставувајќи го прашањето на овој начин, астрономите го воведуваат концептот на „апсолутна“ големина на ѕвездите. Апсолутната величина на ѕвезда е онаа што би ја имала ѕвездата кога би се наоѓала на оддалеченост од нас.

стои 10 „парсеци“. Парсекот е специјална мерка за должина што се користи за ѕвездени растојанија; За неговото потекло посебно ќе зборуваме подоцна, овде само ќе кажеме дека еден парсек е околу 30.800.000.000.000 km. Не е тешко да се пресмета апсолутната величина на ѕвездата ако се знае растојанието на ѕвездата и се земе предвид дека осветленоста треба да се намалува пропорционално на квадратот на растојанието1).

Ќе го запознаеме читателот со резултатите од само две такви пресметки: за Сириус и за нашето Сонце. Апсолутната величина на Сириус е +1,3, Сонцето е +4,8. Тоа значи дека од далечина од 30.800.000.000.000 km, Сириус би блеснал за нас како ѕвезда со светлинска величина, а нашето Сонце би било со светлинска величина 4,8, т.е. послабо од Сириус во

2,5 3,8 2,53,5 25 пати,

2,50,3

иако видливиот сјај на Сонцето е 10.000.000.000 пати поголем од сјајот на Сириус.

Убедени сме дека Сонцето е далеку од најсветлата ѕвезда на небото. Сепак, не треба да го сметаме нашето Сонце за целосен пигмеј меѓу ѕвездите околу него: неговата сјајност сè уште е над просекот. Според ѕвездената статистика, просечната сјајност на ѕвездите кои го опкружуваат Сонцето на растојание од 10 парсеки се ѕвезди со деветта апсолутна величина. Бидејќи апсолутна вредностСонцето е 4,8, тогаш е посветло од просекот на „соседните“ ѕвезди, во

Иако 25 пати е апсолутно помрачно од Сириус, Сонцето сепак е 50 пати посветло од просечните ѕвезди околу него.

Најсветлата ѕвезда позната

Најголема сјајност поседува ѕвезда со осма светлинска величина недостапна со голо око во соѕвездието Дорадо, означено

1) Пресметката може да се изврши со помош на следнава формула, чие потекло ќе му стане јасно на читателот кога малку подоцна ќе се запознае со „парсек“ и „паралакса“:

Овде М е апсолутна величина на ѕвездата, m е нејзината привидна величина, π е паралакса на ѕвездата во

секунди. Секвенцијалните трансформации се како што следува: 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 log π .

За Сириус, на пример, m = –1,6π = 0”, 38. Затоа, неговата апсолутна вредност

М = –л.6 + 5 + 5 лог 0,38 = 1,3.

со латинската буква S. Соѕвездието Дорадо се наоѓа на јужната хемисфера на небото и не е видливо во умерената зона на нашата хемисфера. Ѕвездата за која станува збор е дел од нашиот соседен ѕвезден систем, Малиот Магеланов Облак, чие растојание од нас се проценува дека е околу 12.000 пати поголемо од растојанието до Сириус. На толку голема оддалеченост, ѕвездата мора да има апсолутно исклучителна сјајност за да се појави дури и со осма магнитуда. Сириус, фрлен исто толку длабоко во вселената, би сјаел како ѕвезда со 17-та светлинска величина, односно едвај би бил видлив преку најмоќниот телескоп.

Која е сјајноста на оваа прекрасна ѕвезда? Пресметката го дава следниот резултат: минус осма светлинска величина. Тоа значи дека нашата ѕвезда е апсолутно: 400.000 пати (приближно) посветла од Сонцето! Со таква исклучителна осветленост, оваа ѕвезда, кога би била поставена на растојание од Сириус, би изгледала за девет светлини посветла од неа, т.е. би имала приближно сјај на Месечината во фазата четвртина! Ѕвезда која од далечината на Сириус би можела да ја преплави Земјата со толку силна светлина има непобитно право да се смета за најсветлата ѕвезда што ни е позната.

Големината на планетите на земното и вонземското небо

Сега да се вратиме на менталното патување до други планети (што го направивме во делот „Вонземјани небо“) и попрецизно да го оцениме сјајот на ѕвездите што сјаат таму. Пред сè, ги означуваме ѕвездените магнитуди на планетите при нивната максимална осветленост на небото на земјата. Еве го знакот.

На небото на Земјата:

Гледајќи низ неа, гледаме дека Венера е посветла од Јупитер за речиси две магнитуди, односно 2,52 = 6,25 пати, а Сириус 2,5-2,7 = 13 пати

(осветленоста на Сириус е 1,6-та магнитуда). Од истата таблета е јасно дека слабата планета Сатурн е сè уште посветла од сите фиксни ѕвезди освен Сириус и Канопус. Овде наоѓаме објаснување за фактот дека планетите (Венера, Јупитер) понекогаш се видливи со голо око во текот на денот, додека ѕвездите на дневна светлина се целосно недостапни за голо око.

Ви претставуваме неколку термини со кои вашето знаење од астрономијата ќе стане подлабоко.

Очигледна големина

Бројот на ѕвезди на ноќното небо видливи со голо око не е толку голем како што изгледа. Ако имате добра визуелна острина и излезете надвор од градот, подалеку од уличното осветлување, тогаш околу 6.000 ѕвезди ќе бидат достапни за набљудување. Покрај тоа, половина од нив секогаш ќе бидат скриени од набљудувачот надвор од хоризонтот. Но, и оваа количина е доволна за да се забележи како ѕвездите се разликуваат по нивната светлина. Античките научници исто така го забележале ова. Стариот грчки математичар и астроном Хипарх, кој живеел во 2 век п.н.е., ги поделил сите ѕвезди што ги забележал на шест магнитуди. Најсветлата ја припиша на првата магнитуда, најмрачната на шестата. Во принцип, овој принцип се користи и денес. Но, денес, астрономијата ни овозможува да набљудуваме безброј ѕвезди, од кои повеќето се толку слаби што не можат да се забележат со голо око. И самиот концепт на ѕвездена магнитуда се користи не само за далечни ѕвезди, туку и за други објекти - Сонцето, Месечината, вештачки сателити, планети и така натаму. Затоа, се верува дека големината е бездимензионална нумеричка карактеристика на осветленоста на објектот.

Како што следува од горенаведеното, привидната големина на најсветлите објекти ќе биде негативна. За споредба, величината на Сонцето е –26,7, а светлината на најблиската ѕвезда до нашата ѕвезда, но невидлива со голо око, е +11,1. Максималната магнитуда на Марс е? 2.91. Планирано е сателитот „Мајак“, кој млади руски научници го создадоа и планираат да го испратат во орбитата, да биде со магнитуда не поголема од ?10. И ако сè успее, тој некое време ќе стане најсветлиот објект на ноќното небо, освен ако, се разбира, не ја броите Месечината на полна месечина (? 12.74).

Апсолутна величина

Денеб е еден од најпознатите големи ѕвезди, познат на науката, има светлинска величина +1,25. Неговиот дијаметар е приближно еднаков на дијаметарот на орбитата на Земјата и 110 пати поголем од дијаметарот на Сонцето. Растојанието до овој џин е 1.640 светлосни години. Иако научниците сè уште се расправаат за ова прашање, ова е премногу далеку. Повеќето ѕвезди на оваа далечина можат да се видат само преку телескоп. Ако бевме поблиску до оваа ѕвезда, тогаш светлината на Денеб на небото ќе беше многу поголема. Така, привидната големина зависи и од осветленоста на објектот и од растојанието до него. За да може да се спореди сјајноста на различни ѕвезди една со друга, се користи апсолутна величина. За ѕвездите, таа се дефинира како привидна величина на објект ако се наоѓа на растојание од 10 парсеци од набљудувачот. Ако растојанието до ѕвездата е познато, тогаш апсолутната величина е лесно да се пресмета.

Апсолутната величина на Сонцето е +4,8 (видлива, потсетиме, ?26,7). Сириус, најсветлата ѕвезда на ноќното небо, има привидна светлинска величина од ?1,46, но апсолутна величина од само +1,4. Што, сепак, не е изненадувачки, бидејќи дијамантот на ноќното небо (како што се нарекува оваа ѕвезда) е блиску до нас: на растојание од само 8,6 светлосни години. Но, апсолутната величина на веќе споменатиот Денеб е 6,95 £.

Паралакса

Дали некогаш сте се запрашале како научниците го одредуваат растојанието до ѕвезда? На крајот на краиштата, ова растојание не може да се мери со ласерски дострел. Всушност, тоа е едноставно. Во текот на една година, позицијата на ѕвездата на небото се менува поради орбитата на Земјата околу Сонцето. Оваа промена се нарекува годишна паралакса на ѕвездата. Колку е поблиску ѕвездата до нас, толку е поголемо нејзиното поместување во однос на позадината на ѕвездите кои се подалеку. Но, дури и за блиските ѕвезди оваа промена е исклучително мала. Неможноста да се открие паралакса кај ѕвездите некогаш беше еден од аргументите против хелиоцентричниот систем на светот. Тоа беше можно да се направи дури во 19 век. Во моментов, за да се измерат паралаксите, а со тоа и растојанијата до ѕвездите, специјални се лансираат во орбитата. вселенски телескопи. Телескопот Хипаркос на Европската вселенска агенција (именуван по истиот Хипарх кој ги класифицирал ѕвездите според сјајот) ги мери паралаксите на повеќе од 100 илјади ѕвезди. Во декември 2013 година, нејзиниот наследник Гаја беше лансиран во орбитата.

Паралактичко поместување на блиските ѕвезди наспроти позадината на далечните

Всушност, паралаксата (и ова не е само астрономски концепт) е промена на привидната положба на објект во однос на далечна позадина (во нашиот случај, подалечни ѕвезди) во зависност од положбата на набљудувачот. Се користи и во геодезијата. Значајно за фотографирање. Паралаксата се мери во лачни секунди (лачни секунди).

Светлосна година

Измерете ги растојанијата во надворешниот просторкилометри не се воопшто погодни. На пример, растојанието до нас најблиската ѕвезда, Проксима Кентаури? 4,01?1013 километри (40,1 трилиони километри). Прилично е тешко да се замисли ова растојание. Но, ако го измерите ова растојание во светлосни години, единица за должина еднаква на растојанието што светлината го минува за една година, ќе добиете 4,2 светлосни години. На светлината од ова црвено џуџе и се потребни околу 4 години и 3 месеци за да стигне до нас. Едноставно е.

Парсек

Но, со друга единица за должина што се користи во астрономијата, не е сè толку едноставно. Растојанието до ѕвездата Проксима Кентаур, мерено во парсеци, е 1,3 единици. Самиот збор „парсек“ е формиран од зборовите „паралакса“ и „второ“ (што значи лак секунда еднаков на 1/3600 од степен, помислете на училишен транспортер). Истата паралакса благодарение на која можеме да ги мериме растојанијата до ѕвездите. Парсек (означен како „компјутер“)? Ова е растојанието од кое сегмент од една астрономска единица (радиусот на Земјината орбита), нормално на линијата на видот, е видлив под агол од една лачна секунда.

Галакси ракав

Нашиот Млечен Пат има дијаметар од 100.000 светлосни години. Припаѓа на еден од главните типови на галаксии. Млечниот Пат е решеткана спирална галаксија. Сите ѕвезди што ги гледаме на небото со голо око се во нашата Галаксија. Севкупно, Млечниот Пат содржи различни проценки, од 200 до 400 милијарди ѕвезди. Како можете да се движите и да дознаете каде е Сонцето меѓу овие милијарди ѕвезди?

Млечниот Пат е спирална галаксија и има спирални галактички краци сместени во рамнината на дискот. Галактичкиот ракав е структурен елементспирална галаксија. Најголемиот дел од ѕвездите, прашината и гасот се содржани во галактичките краци.

Галактички краци на Млечниот Пат

Има неколку такви краци, но главни се раката на Стрелец, раката Лебед, раката на Персеј, раката на Кентаур и раката Орион. Тие добиле такви имиња од имињата на соѕвездијата во кои може да се набљудува главната низа на краци. Орионот е мал во споредба со другите. Понекогаш дури се нарекува и Орион Спур. Долга е само околу 11.000 светлосни години. Но, за нас овој ракав е забележлив по фактот дека Сонцето и мал Сина планета, кои се вртат околу него и се наш дом, се наоѓаат токму во него.

Апоцентар и периапсис

Повеќето од познатите орбити на вештачки сателити и небесни тела се елипсовидни. И за секоја елиптична орбита секогаш можете да ја означите точката најблиску до централното тело и најоддалечената од него. Најблиската точка се нарекува периапсис, а најоддалечената точка се нарекува апоцентар.

Апоцентар (десно) и периапсис (лево)

Но, по правило, наместо зборот „центар“, по „пери-“ или „апо-“, се заменува името на телото околу кое се случува движењето. Така, за орбитите на вештачките сателити на Земјата (Гаја - на старогрчки) и орбитата на Месечината, се користат термините апоге и перигеј. За цислунарната (Месечина - Селенска) орбита понекогаш се користат апопулации и периселении. Точката во орбитата на нашата планета или друга планета најблиску до Сонцето (Хелиос) небесно телоСончевиот систем е перихел, далечниот е афел или апохел. За орбити околу други ѕвезди (астрон - ѕвезда) - периастрон и апоастер.

Астрономска единица

Перихелот на орбитата на нашата планета (најблиската точка на орбитата до Сонцето) е 147.098.290 km (0,983 астрономски единици), афел - 152.098.232 km (1.017 астрономски единици). Но, ако го земете просечното растојание од Земјата до Сонцето, ќе добиете погодна мерна единица во вселената. За оние растојанија каде што мерењето во километри е веќе незгодно, а во светлосни години и парсеци е сè уште незгодно. Оваа мерна единица се нарекува „астрономска единица“ (означена со „au“) и се користи за одредување на растојанијата помеѓу објектите во Сончевиот систем, екстрасоларните системи и помеѓу компонентите на двојните ѕвезди. По неколку појаснувања, астрономската единица беше препознаена како еднаква на 149597870,7 километри.

Така, Земјата се отстранува од Сонцето на растојание од 1 а. Односно, Нептун, најоддалечената планета од Сонцето, на растојание од околу 30 а. д Растојанието од Сонцето до најблиската планета - Меркур - е само 0,39 а. e. д.

Рош граница

Нема ништо трајно во вселената. Потребни се само милиони години за да се промени редоследот на кој сме навикнати. Значи, ако некој набљудувач го набљудува Марс за неколку милиони години, тој можеби нема да открие еден или дури два од неговите сателити. Како што е познато, најголемиот од сателитите на црвената планета, Фобос, ѝ се приближува за 1,8 метри на век. Фобос се движи на растојание од само околу 9.000 километри од Марс. За споредба, орбитите на навигациските сателити се на височина од 19.400–23.222 km, геостационарната орбита е 35.786 km, а Месечината, природен сателитнашата планета, се наоѓа на оддалеченост од 385.000 km од Земјата.

Ќе поминат уште 10-11 милиони години, а Фобос ќе ја помине границата на Рош, што ќе резултира со уништување. Границата на Рош, именувана по Едуард Рош, кој прв ги пресметал таквите граници за некои сателити, е растојанието од планетата (ѕвездата) до нејзиниот сателит, поблиску до кое сателитот е уништен од приливите сили. Утврдено е дека гравитационата сила на планетата е компензирана центрифугална силасамо во центарот на масата на сателитот. На другите точки на сателитот не постои таква еднаквост на силите, што е причина за формирање на плимните сили. Како резултат на дејството на плимните сили, сателитот најпрво добива елипсоидна форма, а при поминување на границата на Рош се распарчува од нив. Но, орбитата на друг сателит на црвената планета - Деимос (орбиталната височина е околу 23.500 км) - секој пат станува сè подалеку. Порано или подоцна тој ќе ја надмине гравитацијата на Марс и ќе тргне на независно патување низ него соларниот систем.

Ланијакеа

Можете ли да кажете каде во универзумот се наоѓа нашата планета? Се разбира, планетата Земја се наоѓа во Сончевиот систем, кој, пак, се наоѓа во Орионската рака - мал галактички крак на Млечниот Пат. Па што понатаму? Нашата галаксија, најблиската галаксија Андромеда, галаксијата Трианглум и повеќе од 50 други галаксии се дел од таканаречената Локална група на галаксии, која е компонента на суперјатото Девица.

Ланијакеа и Млечниот пат

Но суперјатото Девица, наречено и Локално суперјато галаксии, Хидра-Кентаури и Павонис-Индиско суперјато, како и јужното суперјато формираат суперјато од галаксии наречено Ланијакеа. Содржи околу 100 илјади галаксии. Дијаметарот на Ланијакеа е 500 милиони светлосни години. За споредба, дијаметарот на нашата Галакси е само 100 илјади светлосни години. Преведено од хавајски, Ланијакеа значи „огромно небо“. Што, генерално, точно го одразува фактот дека во догледна иднина веројатно нема да можеме да летаме до работ на овие „раја“.

Ланијакеа и блиското суперјато на галаксии Персеј-Риби

Астрономите ја мерат осветленоста, или поточно, сјајот на ѕвездите во ѕвездени величини. Прилично оригинален термин, воведен уште во вториот век п.н.е од грчкиот астроном Хипарх.

Хипарх ги подели ѕвездите според сјајот на шест степени, на шест величини, нарекувајќи ги најсветлите ѕвезди ѕвезди со прва величина, а најслабите, едвај видливи за око, се однесуваат на шестата величина. Ѕвездите со средна осветленост беа распределени по големина субјективно, „со око“, така што „чекорите“ на ѕвездените величини беа приближно исти.

Подоцна се покажа дека субјективно униформните „чекори“ од една до друга магнитуда одговараат на експоненцијално зголемување на физичката осветленост (прозрачна флукс). Со други зборови, видливиот сјај се зголемува начекор и физичка осветленост - Внеколку пати. Ова е својство на сите физиолошки сензации тие го почитуваат логаритамскиот закон: интензитетот на сензацијата е пропорционален на логаритамот на интензитетот на стимулот.

Пријатно е што разликата од 5 ѕвездени единици (означени 5 m) одговара на стократна промена на прозрачниот флукс. Според тоа, една магнитуда е промена на прозрачниот флукс од приближно два и пол пати. Ѕвездата Вега е избрана за нулта величина, но најсветлите ѕвезди не се вклопуваат во скалата и имаат негативна величина: Сириус, Канопус, Алфа Кентаур и Арктур.

Колку е поголема магнитудата, односно колку ѕвездите се помрачни, толку повеќе ги има. Анализата на Каталогот на светли ѕвезди, кој ги вклучува сите ѕвезди посветли од 6,5 m, дава добар однос: со зголемување за една светлинска величина, бројот на ѕвезди се зголемува за 3 пати. Ве молиме имајте предвид: и овде се појавува експоненцијална зависност! Многу процеси во природата се опишани со експоненцијали.

За да се види оваа експоненцијална врска, погодно е да се користат графикони со логаритамска скала, што е она што го правам на втората слика. Таму се додадени и ѕвездите од каталогот Алмагест на Птоломеј (2 век н.е.), најстариот преживеан каталог и каталогот Угулбек. Во нив, ѕвездените величини се одредуваат со методот на хипархија „со око“; сепак, јасно е дека тие се, генерално, конзистентни со модерните. Вишокот на ѕвезди со светлинска величина 3 и 4 се објаснува со преценување на осветленоста на слабите ѕвезди. Дополнително, јасно е видливо дека древните астрономи испуштија огромен број најбледи ѕвезди со 5-та и 6-та величина.

Опис

×

Опис на табелата

Табелаго вклучува бројот на ѕвезди посветли од одредена магнитуда.

Ѕвездена величина Ограничувачка ѕвездена магнитуда. Каталогсветли ѕвезди

Бројот на ѕвезди посветли од дадена магнитуда од Каталогот на светли ѕвезди.Алмагест Бројот на ѕвезди посветли од наведената величина од каталогот Алмагест.

Улугбек Број на ѕвезди посветли од наведената величина од каталогот Улугбек.Првата табела