Co decyduje o wielkości gwiazdy? Absolutne maksymalne wielkości gwiazdowe: opis, skala i jasność. wielkość okazała się bardzo wygodną koncepcją

W prezencie otrzymasz kartę, która będzie widoczna
gdzie dokładnie możesz zobaczyć swoją gwiazdę na niebie!

Wielkości

Od razu warto zauważyć, że blask ciał niebieskich, a mianowicie gwiazd, nadal wyraża się w specjalnych, że tak powiem, historycznie ustalonych wskaźnikach, a mianowicie „wielkościach gwiazdowych”. Wygląd i pochodzenie tego systemu liczbowego są bezpośrednio związane ze specyfiką ludzkiego wzroku: jeśli zmienia się siła źródła światła postęp geometryczny, to nasze odczucia z tego są jedynie arytmetyczne. Kilka wieków temu grecki astronom Hipparch (przed 161 - po 126 p.n.e.) był w stanie wszystko podzielić widoczne dla oka gwiazdy ludzkie są podzielone na 6 klas, rozdzielając je według jasności. Najjaśniejsze gwiazdy nazwał gwiazdami 1mag, a najsłabsze 6mag. Nieco później pomiary wykazały, że według prac Hipparcha strumienie światła pochodzące od gwiazd 1mag są około 100 razy większe niż strumienie światła od gwiazd 6mag.

Aby uzyskać więcej precyzyjna definicja założono, że różnica 5 wielkości dokładnie odpowiada stosunkowi strumieni świetlnych w stosunku 1:100. Teraz możemy śmiało powiedzieć, że różnica jasności o 1 wielkość w pełni odpowiada stosunkowi jasności. Do tej pory tego systemu klasyfikacja ciał niebieskich została znacznie poprawiona, po czym wprowadzono w niej szereg zmian, finalizując w ten sposób prace starożytnego naukowca. Na przykład: gwiazda pierwszej wielkości jest 2,512 razy jaśniejsza od gwiazdy drugiej wielkości, która z kolei jest 2,512 razy jaśniejsza od gwiazdy trzeciej wielkości i tak dalej. Skala ta jest bardzo uniwersalna, można nią wyrazić iluminację wytwarzaną na powierzchni Ziemi przez dowolny rodzaj źródła światła.

Jednak do pełnego porównania gwiazd, według ich prawdziwej „jasności”, używana jest „wielkość absolutna”, czyli pozorna jasność, jaką miałaby dana gwiazda, gdyby była umieszczona w standardowej odległości od Ziemi wynoszącej 10 szt. Jeżeli gwiazda ma paralaksę p i wielkość pozorną m, wówczas jej wielkość bezwzględną M oblicza się ze wzoru. Warto również zauważyć, że promieniowanie naszej gwiazdy możemy nawet opisać za pomocą jasności gwiazdowych i w różnych zakresach jej widma. Na przykład wielkość wizualna (mv) będzie wyrażać jasność gwiazdy w żółto-zielonym obszarze jej widma, wielkość fotograficzna (mp) - w kolorze niebieskim itp. Różnica między wizualnymi i fotograficznymi wartościami kolorów nazywana jest „indeksem koloru”, który jest bezpośrednio powiązany z temperaturą i widmem gwiazdy.

Wielkość pozorna (zwana dalej m; bardzo często nazywana jest po prostu „wielkością gwiazdową”) wskaźnik ten określa strumień promieniowania w pobliżu obserwowanego obiektu, czyli obserwowaną jasność naszego niebieskiego źródła, która bezpośrednio zależy od tylko na rzeczywistą moc promieniowania naszego obiektu, ale także na odległość do jego lokalizacji. Warto też dodać, że skala widzialnych wielkości gwiazd wywodzi się z pierwszego katalogu gwiazd Hipparcha (sprzed 161 ok. 126 p.n.e.), w którym wzięto pod uwagę wszystkie gwiazdy widoczne gołym okiem ludzkim, po czym podzielono je na sześć klasy według ich jasności

Na przykład jasność gwiazd Wielkiej Niedźwiedzicy wynosi około 2 m, podczas gdy gwiazdy Wegi wynoszą około 0 m. Ale to nie wszystko, dla szczególnie jasnych ciał niebieskich wartość jasności może być ujemna, np. Syriusz wynosi około -1,5 m (co oznacza, że ​​strumień światła z niego emanującego jest 4 razy większy niż z Wegi), natomiast jasność Wenus przez kilka dni w roku może sięgać nawet -5m (strumienie światła są prawie 100 razy większe niż Vegi). Warto podkreślić, że wielkość widzialną można mierzyć nie tylko za pomocą teleskopu, ale także gołym okiem, w widzialnym zakresie widma oraz w innych (fotograficznych, UV, IR). W tym przypadku pozorna wielkość nie będzie miała żadnego konkretnego związku z ludzkim spojrzeniem.

Gwiazda - w której zachodzą lub będą zachodzić reakcje termojądrowe. ALE najczęściej gwiazdami są ciała niebieskie, w których już zachodzą reakcje termojądrowe.
Weźmy na przykład nasze Słońce, które jest typową gwiazdą klasy widmowej G. Gwiazdy są masywnymi, świecącymi kulami gazu plazmowego. Warto również dodać, że powstają one ze środowiska gazowo-pyłowego, które powstaje w wyniku kompresji grawitacyjnej. Naukowcy twierdzą, że temperaturę materii we wnętrzu gwiazdy można mierzyć w milionach kelwinów, natomiast na ich powierzchni w tysiącach kelwinów, czyli kilkadziesiąt razy mniej. Energia zdecydowanej większości gwiazd jest uwalniana w wyniku reakcji termojądrowych przekształcających wodór w hel, które zachodzą w wysokich temperaturach w wewnętrznych obszarach gwiazd. Warto również zauważyć, że naukowcy często nazywają gwiazdy głównymi ciałami naszego Wszechświata, ponieważ zawierają one całą masę świecącej materii w przyrodzie. Warto również zauważyć, że gwiazdy mają ujemną pojemność cieplną. Najbliższą Słońcu gwiazdą jest mało znana gwiazda Proxima Centauri. Czyli 4,2 lata świetlne od centrum Układu Słonecznego (4,2 lat świetlnych = 39 PM = 39 bilionów km = 3,9 · 1013 km).

Wielkość gwiazdy to numeryczna charakterystyka obiektu na niebie, najczęściej gwiazdy, pokazująca, ile światła dociera z niego do punktu, w którym znajduje się obserwator.

Widoczny (wizualny)

Współczesna koncepcja wielkości pozornej odpowiada wielkościom przypisywanym gwiazdom przez starożytnego greckiego astronoma Hipparcha w II wieku p.n.e. mi. Hipparch podzielił wszystkie gwiazdy na sześć wielkości. Najjaśniejsze gwiazdy pierwszej wielkości nazwał najciemniejszymi gwiazdami szóstej wielkości. Wartości pośrednie rozłożył równomiernie pomiędzy pozostałe gwiazdy.

Pozorna wielkość gwiazdy zależy nie tylko od ilości światła emitowanego przez obiekt, ale także od jego odległości od obserwatora. Wielkość pozorną uważa się za jednostkę miary świecić gwiazd, a im większa jasność, tym mniejsza wielkość i odwrotnie.

W 1856 r. N. Pogson zaproponował sformalizowanie skali wielkości. Wielkość pozorną określa się według wzoru:

Gdzie I- strumień świetlny od obiektu, C- stała.

Ponieważ skala ta jest względna, jej punkt zerowy (0 m) definiuje się jako jasność gwiazdy, której strumień świetlny jest równy 10³ kwantów /(cm²·s Å) w świetle zielonym (skala UBV) lub 10 6 kwantów /(cm²· s·Å) w całym widzialnym zakresie światła. Gwiazda znajdująca się 0 m poza atmosferą ziemską wytwarza oświetlenie o natężeniu 2,54·10 −6 luksów.

Skala wielkości jest logarytmiczna, ponieważ zmiany jasności o tę samą liczbę razy są postrzegane jako takie same (prawo Webera-Fechnera). Co więcej, skoro Hipparch zdecydował, że wielkość tematów mniej niż gwiazda jaśniejszy, wówczas formuła zawiera znak minus.

Poniższe dwie właściwości pomagają w praktycznym wykorzystaniu wielkości pozornych:

1. 100-krotny wzrost strumienia świetlnego odpowiada zmniejszeniu pozornej wielkości gwiazdy o dokładnie 5 jednostek.
2. Zmniejszenie wielkości gwiazdy o jedną jednostkę oznacza wzrost strumienia świetlnego o 10 1/2,5 = 2,512 razy.

Obecnie wielkość pozorną stosuje się nie tylko w przypadku gwiazd, ale także innych obiektów, takich jak Księżyc i Słońce oraz planet. Ponieważ mogą być jaśniejsze niż najjaśniejsza gwiazda, mogą mieć ujemną pozorną jasność.

Wielkość pozorna zależy od czułości widmowej odbiornika promieniowania (oko, detektor fotoelektryczny, klisza fotograficzna itp.)

• Wizualny ogrom ( V Lub M w ) określa się na podstawie widma czułości ludzkiego oka (światła widzialnego), które ma maksymalną czułość przy długości fali 555 nm. lub fotograficznie z pomarańczowym filtrem.

• Fotograficzny lub „niebieska” wielkość ( B Lub M P ) określa się poprzez fotometryczny pomiar obrazu gwiazdy na kliszy fotograficznej wrażliwej na promienie niebieskie i ultrafioletowe lub za pomocą fotopowielacza antymonowo-cezowego z niebieskim filtrem.

• Ultrafioletowy ogrom ( U) ma maksimum w ultrafiolecie przy długości fali około 350 nm.

Różnice w wielkości jednego obiektu w różne zakresy U-B I B-V są integralnymi wskaźnikami koloru obiektu; im są większe, tym obiekt jest bardziej czerwony.

• Bolometryczny wielkość odpowiada całkowitej mocy promieniowania gwiazdy, tj. mocy zsumowanej w całym widmie promieniowania. Aby to zmierzyć, stosuje się specjalne urządzenie - bolometr.

absolutny

Absolutna wielkość (M ) definiuje się jako pozorną wielkość obiektu, jeśli znajdował się on w odległości 10 parseków od obserwatora. Absolutna bolometryczna wielkość Słońca wynosi +4,7. Jeśli znana jest wielkość pozorna i odległość od obiektu, wielkość bezwzględną można obliczyć za pomocą wzoru:

Gdzie D 0 = 10 szt. ≈ 32,616 lat świetlnych.

Odpowiednio, jeśli znane są wielkości pozorne i bezwzględne, odległość można obliczyć za pomocą wzoru

Wielkość bezwzględna jest powiązana z jasnością następującą zależnością: gdzie i to jasność i wielkość bezwzględna Słońca.

Wielkości niektórych obiektów

Słońce z różnych odległości

Kontynuujmy naszą algebraiczną wycieczkę do ciał niebieskich. W skali używanej do oceny jasności gwiazd mogą one dodatkowo gwiazdy stałe; znajdź miejsce dla siebie i innych luminarzy - planet, Słońca, Księżyca. Porozmawiamy konkretnie o jasności planet; Tutaj wskazujemy również wielkość Słońca i Księżyca. Wielkość gwiazdową Słońca wyraża się liczbą minus 26,8, a pełnią1) Księżyca – minus 12,6. Dlaczego obie liczby są ujemne, czytelnik powinien pomyśleć, jest jasne po wszystkim, co zostało powiedziane wcześniej. Być może jednak zdziwi go niewystarczająco duża różnica wielkości jasności Słońca i Księżyca: pierwsza jest „tylko dwa razy większa od drugiej”.

Nie zapominajmy jednak, że oznaczenie wielkości to w istocie pewien logarytm (na podstawie 2,5). I tak jak nie można przy porównywaniu liczb dzielić ich logarytmów przez siebie, tak przy porównywaniu wielkości gwiazd nie ma sensu dzielić jednej liczby przez drugą. Wynik prawidłowego porównania pokazuje poniższe obliczenie.

Jeśli wielkość Słońca wynosi „minus 26,8”, oznacza to, że Słońce jest jaśniejsze niż gwiazda pierwszej wielkości

2.527,8 razy. Księżyc jest jaśniejszy niż gwiazda pierwszej wielkości

2,513,6 razy.

Oznacza to, że jasność Słońca jest większa niż jasność pełnia księżyca V

2,5 27,8 2,5 14,2 razy. 2,5 13,6

Po obliczeniu tej wartości (za pomocą tablic logarytmicznych) otrzymujemy 447 000. Jest to zatem prawidłowy stosunek jasności Słońca i Księżyca: światło dzienne przy dobrej pogodzie oświetla Ziemię 447 000 razy mocniej niż Księżyc w pełni. bezchmurna noc.

Biorąc pod uwagę, że ilość ciepła emitowanego przez Księżyc jest proporcjonalna do ilości rozpraszanego przez niego światła – i jest to chyba bliskie prawdy – trzeba przyznać, że Księżyc wysyła nam 447 000 razy mniej ciepła niż Słońce. Wiadomo, że każdy centymetr kwadratowy na granicy atmosfery ziemskiej otrzymuje od Słońca około 2 małych kalorii ciepła na minutę. Oznacza to, że Księżyc wysyła nie więcej niż 225 000 części małej kalorii na 1 cm2 Ziemi w ciągu minuty (to znaczy, że może ogrzać 1 g wody w ciągu 1 minuty o 225 000 stopnia). Pokazuje to, jak bezpodstawne są wszelkie próby przypisywania światłu księżyca jakiegokolwiek wpływu na pogodę na Ziemi2).

1) W pierwszej i ostatniej kwadrze wielkość Księżyca wynosi minus 9.

2) Kwestia, czy Księżyc może wpływać na pogodę poprzez swoją grawitację, zostanie omówiona na końcu książki (patrz „Księżyc i pogoda”).

Powszechne przekonanie, że chmury często topnieją pod wpływem promieni pełni Księżyca, jest rażącym nieporozumieniem, tłumaczonym faktem, że znikanie chmur w nocy (z innych powodów) staje się zauważalne dopiero przy świetle księżyca.

Zostawmy teraz Księżyc i obliczmy, ile razy Słońce jest jaśniejsze od najjaśniejszej gwiazdy na całym niebie – Syriusza. Rozumując w ten sam sposób co poprzednio, otrzymujemy stosunek ich blasku:

tj. Słońce jest 10 miliardów razy jaśniejsze od Syriusza.

Bardzo interesujące jest również następujące obliczenie: ile razy oświetlenie Księżyca w pełni jest jaśniejsze od całkowitego oświetlenia całego Księżyca? gwiaździste niebo, czyli wszystkie gwiazdy widoczne gołym okiem na jednej półkuli niebieskiej? Obliczyliśmy już, że gwiazdy od pierwszej do szóstej wielkości włącznie świecą razem aż sto gwiazd pierwszej wielkości. Problem sprowadza się zatem do obliczenia, ile razy Księżyc jest jaśniejszy od stu gwiazd pierwszej wielkości.

Ten stosunek jest równy

2,5 13,6

100 2700.

Tak więc w pogodną, ​​bezksiężycową noc otrzymujemy z rozgwieżdżonego nieba tylko 2700 światła, które wysyła Księżyc w pełni, i 2700 × 447 000, czyli 1200 milionów razy mniej niż Słońce daje w bezchmurny dzień.

Dodajmy jeszcze, że o wielkości normalnej międzynarodówki

„świece” w odległości 1 m są równe minus 14,2, co oznacza, że ​​świeca w określonej odległości świeci jaśniej niż Księżyc w pełni o 2.514.2-12.6, czyli czterokrotnie.

Ciekawostką może być również fakt, że reflektor latarni lotniczej o mocy 2 miliardów świec byłby widoczny z odległości Księżyca jako gwiazda o jasności 4½mag, czyli można by ją rozpoznać gołym okiem.

Prawdziwy blask gwiazd i Słońca

Wszystkie dotychczasowe szacunki połysku, jakie dokonaliśmy, odnosiły się jedynie do ich jasności pozornej. Podane liczby wyrażają jasność luminarzy w odległościach, w jakich faktycznie się znajdują. Ale dobrze wiemy, że gwiazdy nie są od nas jednakowo odległe; Widoczna jasność gwiazd mówi nam zatem zarówno o ich prawdziwej jasności, jak i o odległości od nas - a raczej o ani jednym, ani drugim, dopóki nie oddzielimy obu czynników. Tymczasem warto wiedzieć, jaka byłaby jasność porównawcza lub, jak to się mówi, „jasność” różnych gwiazd, gdyby znajdowały się one w tej samej odległości od nas.

Stawiając to pytanie w ten sposób, astronomowie wprowadzają koncepcję „absolutnej” wielkości gwiazd. Jasność bezwzględna gwiazdy to ta, jaką miałaby gwiazda, gdyby znajdowała się w pewnej odległości od nas.

stojące 10 „parseków”. Parsek to specjalna miara długości używana do określania odległości gwiazdowych; O jego pochodzeniu porozmawiamy później osobno, tutaj powiemy tylko, że jeden parsek to około 30 800 000 000 000 km. Obliczenie wielkości bezwzględnej gwiazdy nie jest trudne, jeśli znamy odległość gwiazdy i uwzględniamy, że jasność powinna zmniejszać się proporcjonalnie do kwadratu odległości1).

Wprowadzimy czytelnika w wyniki tylko dwóch takich obliczeń: dla Syriusza i dla naszego Słońca. Absolutna wielkość Syriusza wynosi +1,3, Słońca +4,8. Oznacza to, że z odległości 30 800 000 000 000 km Syriusz świeciłby dla nas jako gwiazda o wielkości 1,3mag, a nasze Słońce miałoby jasność 4,8mag, czyli było słabsze od Syriusza w

2,5 3,8 2,53,5 25 razy,

2,50,3

chociaż widzialna jasność Słońca jest 10 000 000 000 razy większa niż jasność Syriusza.

Jesteśmy przekonani, że Słońce jest daleko od najjaśniejszej gwiazdy na niebie. Nie powinniśmy jednak uważać naszego Słońca za kompletnego karła wśród otaczających go gwiazd: jego jasność jest nadal powyżej średniej. Według statystyk gwiazdowych, średnia jasność gwiazd otaczających Słońce w odległości do 10 parseków to gwiazdy dziewiątej wielkości absolutnej. Ponieważ wartość bezwzględna Słońce ma 4,8, wtedy jest jaśniejsze niż średnia „sąsiadujących” gwiazd, w

Chociaż Słońce jest 25 razy ciemniejsze od Syriusza, Słońce jest nadal 50 razy jaśniejsze od przeciętnych gwiazd wokół niego.

Najjaśniejsza znana gwiazda

Największą jasność posiada niedostępna gołym okiem gwiazda ósmej magnitudo w konstelacji Doradus, oznaczona

1) Obliczenia można wykonać za pomocą następującego wzoru, którego pochodzenie stanie się jasne dla czytelnika, gdy nieco później zapozna się z „parsekami” i „paralaksą”:

Tutaj M jest bezwzględną wielkością gwiazdy, m jest jej pozorną jasnością, π jest paralaksą gwiazdy w

towary drugiej jakości. Kolejne przekształcenia są następujące: 2,5M = 2,5m 100π 2,

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

M = m + 5 + 5 log π .

Na przykład dla Syriusza m = –1,6π = 0",38. Zatem jego wartość bezwzględna

M = –l,6 + 5 + 5 log 0,38 = 1,3.

z łacińską literą S. Konstelacja Dorado znajduje się na południowej półkuli nieba i nie jest widoczna w strefie umiarkowanej naszej półkuli. Gwiazda, o której mowa, jest częścią sąsiedniego układu gwiazd, Małego Obłoku Magellana, którego odległość od nas szacuje się na około 12 000 razy większą niż odległość do Syriusza. W tak dużej odległości gwiazda musi mieć absolutnie wyjątkową jasność, aby wydawać się nawet ósmą mag. Syriusz wyrzucony równie głęboko w przestrzeń kosmiczną świeciłby jak gwiazda 17mag, czyli byłby ledwo widoczny przez najpotężniejszy teleskop.

Jaka jest jasność tej wspaniałej gwiazdy? Obliczenie daje następujący wynik: minus ósma wartość. Oznacza to, że nasza gwiazda jest absolutnie: 400 000 razy (w przybliżeniu) jaśniejsza od Słońca! Przy tak wyjątkowej jasności gwiazda ta, umieszczona w odległości Syriusza, wydawałaby się o dziewięć magnitudo jaśniejsza od niej, tj. miałaby jasność w przybliżeniu Księżyca w ćwiartce fazy! Gwiazda, która z odległości Syriusza mogłaby zalać Ziemię tak jasnym światłem, ma niezaprzeczalne prawo być uważana za najjaśniejszą znaną nam gwiazdę.

Wielkość planet na ziemskim i obcym niebie

Powróćmy teraz do naszej mentalnej podróży na inne planety (którą odbyliśmy w rozdziale „Obce niebo”) i dokładniej oceńmy blask świecących tam gwiazd. Przede wszystkim wskazujemy wielkości gwiazdowe planet przy ich maksymalnej jasności na ziemskim niebie. Oto znak.

Na niebie Ziemi:

Patrząc przez nią widzimy, że Wenus jest jaśniejsza od Jowisza o prawie dwie wielkości, czyli 2,52 = 6,25 razy, a Syriusz 2,5-2,7 = 13 razy

(wielkość Syriusza wynosi 1,6). Z tej samej tabliczki jasno wynika, że ​​ciemna planeta Saturn jest wciąż jaśniejsza od wszystkich gwiazd stałych z wyjątkiem Syriusza i Kanopusa. Znajdujemy tu wyjaśnienie faktu, że planety (Wenus, Jowisz) czasami są widoczne gołym okiem w ciągu dnia, natomiast gwiazdy w świetle dziennym są całkowicie niedostępne gołym okiem.

Przedstawiamy Państwu kilka terminów, dzięki którym pogłębi się Państwa wiedza o astronomii.

Pozorna wielkość

Liczba gwiazd na nocnym niebie widocznych gołym okiem nie jest tak duża, jak się wydaje. Jeśli masz dobrą ostrość wzroku i wyjedziesz z miasta, z dala od oświetlenia ulicznego, wówczas do obserwacji będzie dostępnych około 6000 gwiazd. Co więcej, połowa z nich zawsze będzie ukryta przed obserwatorem za horyzontem. Ale nawet ta ilość wystarczy, aby zauważyć, jak gwiazdy różnią się jasnością. Zauważyli to także starożytni naukowcy. Starożytny grecki matematyk i astronom Hipparch, żyjący w II wieku p.n.e., podzielił wszystkie obserwowane przez siebie gwiazdy na sześć wielkości mag. Najjaśniejszą przypisał pierwszej wielkości, najciemniejszą szóstej. Ogólnie rzecz biorąc, zasada ta jest nadal stosowana. Ale dzisiaj astronomia pozwala nam obserwować niezliczone gwiazdy, z których większość jest tak słaba, że ​​nie da się ich zaobserwować gołym okiem. Sama koncepcja wielkości gwiazd jest stosowana nie tylko w przypadku odległych gwiazd, ale także innych obiektów - Słońca, Księżyca, sztuczne satelity, planety i tak dalej. Dlatego uważa się, że wielkość jest bezwymiarową liczbową cechą jasności obiektu.

Jak wynika z powyższego, pozorna wielkość najjaśniejszych obiektów będzie ujemna. Dla porównania wielkość Słońca wynosi –26,7, a wielkość najbliższej naszej gwiazdy, ale niewidocznej gołym okiem, wynosi +11,1. Maksymalna wielkość Marsa wynosi? 2,91. Satelita Mayak, który stworzyli młodzi rosyjscy naukowcy i planują wysłać na orbitę, ma mieć jasność nie większą niż 10 mag. A jeśli wszystko się powiedzie, przez jakiś czas stanie się najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie, o ile oczywiście nie policzymy Księżyca w pełni (? 12,74).

Absolutna wielkość

Deneb jest jednym z najbardziej wielkie gwiazdy, znany nauce, ma wielkość +1,25. Jego średnica jest w przybliżeniu równa średnicy orbity Ziemi i 110 razy większa niż średnica Słońca. Odległość do tego olbrzyma wynosi 1640 lat świetlnych. Chociaż naukowcy wciąż spierają się w tej kwestii, jest to zbyt odległe. Większość gwiazd w tej odległości można zobaczyć tylko przez teleskop. Gdybyśmy byli bliżej tej gwiazdy, jasność Deneba na niebie byłaby znacznie większa. Zatem pozorna wielkość zależy zarówno od jasności obiektu, jak i odległości od niego. Aby móc porównać ze sobą jasność różnych gwiazd, stosuje się wielkość bezwzględną. W przypadku gwiazd definiuje się ją jako pozorną wielkość obiektu, jeśli znajduje się on w odległości 10 parseków od obserwatora. Jeśli znana jest odległość do gwiazdy, wielkość bezwzględną można łatwo obliczyć.

Bezwzględna wielkość Słońca wynosi +4,8 (pamiętaj, że widoczna ~26,7). Syriusz, najjaśniejsza gwiazda na nocnym niebie, ma pozorną jasność ~1,46, ale bezwzględną tylko +1,4. Co jednak nie jest zaskakujące, ponieważ diament nocnego nieba (jak nazywa się ta gwiazda) jest blisko nas: w odległości zaledwie 8,6 lat świetlnych. Ale wielkość bezwzględna wspomnianego już Deneba wynosi ?6,95.

Paralaksa

Czy zastanawiałeś się kiedyś, w jaki sposób naukowcy określają odległość do gwiazdy? Przecież tej odległości nie da się zmierzyć dalmierzem laserowym. Właściwie to proste. W ciągu roku pozycja gwiazdy na niebie zmienia się ze względu na orbitę Ziemi wokół Słońca. Zmiana ta nazywana jest roczną paralaksą gwiazdy. Im bliżej nas znajduje się gwiazda, tym większe jest jej przemieszczenie na tle gwiazd znajdujących się dalej. Ale nawet w przypadku pobliskich gwiazd to przesunięcie jest niezwykle małe. Niemożność wykrycia paralaksy w gwiazdach była kiedyś jednym z argumentów przeciwko heliocentrycznemu układowi świata. Było to możliwe dopiero w XIX wieku. Obecnie, aby zmierzyć paralaksy, a tym samym odległości do gwiazd, na orbitę wystrzeliwane są specjalne sondy. teleskopy kosmiczne. Teleskop Hipparcos Europejskiej Agencji Kosmicznej (nazwany na cześć tego samego Hipparcha, który klasyfikował gwiazdy według jasności) zmierzył paralaksy ponad 100 tysięcy gwiazd. W grudniu 2013 r. na orbitę wystrzelono jej następcę, Gaię.

Paralaktyczne przemieszczenie pobliskich gwiazd na tle odległych

Właściwie paralaksa (i to nie jest tylko pojęcie astronomiczne) to zmiana pozornego położenia obiektu względem odległego tła (w naszym przypadku bardziej odległych gwiazd) w zależności od położenia obserwatora. Stosowany jest także w geodezji. Znaczące dla fotografii. Paralaksę mierzy się w sekundach łukowych (sekundach łukowych).

Rok świetlny

Zmierz odległości w przestrzeń kosmiczna kilometry wcale nie są wygodne. Na przykład odległość do najbliższej nam gwiazdy, Proxima Centauri? 4,01?1013 kilometrów (40,1 biliona kilometrów). Trudno sobie wyobrazić tę odległość. Ale jeśli mierzysz tę odległość w latach świetlnych, czyli jednostce długości równej odległości, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku, otrzymasz 4,2 roku świetlnego. Światło tego czerwonego karła dociera do nas po około 4 latach i 3 miesiącach. To proste.

Parsek

Ale w przypadku innej jednostki długości stosowanej w astronomii nie wszystko jest takie proste. Odległość do gwiazdy Proxima Centauri, mierzona w parsekach, wynosi 1,3 jednostki. Samo słowo „parsek” powstało ze słów „paralaksa” i „sekunda” (co oznacza sekundę łukową równą 1/3600 stopnia, jak na przykład szkolny kątomierz). Ta sama paralaksa, dzięki której możemy mierzyć odległości do gwiazd. Parsek (oznaczony jako „pc”)? Jest to odległość, z której odcinek jednej jednostki astronomicznej (promień orbity Ziemi), prostopadły do ​​linii wzroku, jest widoczny pod kątem jednej sekundy łukowej.

Rękaw Galaxy

Nasza Droga Mleczna ma średnicę 100 000 lat świetlnych. Należy do jednego z głównych typów galaktyk. Droga Mleczna to galaktyka spiralna z poprzeczką. Wszystkie gwiazdy, które widzimy na niebie gołym okiem, znajdują się w naszej Galaktyce. W sumie Droga Mleczna zawiera różne szacunki, od 200 do 400 miliardów gwiazd. Jak nawigować i dowiedzieć się, gdzie wśród miliardów gwiazd znajduje się Słońce?

Droga Mleczna jest galaktyką spiralną i posiada spiralne ramiona galaktyczne zlokalizowane w płaszczyźnie dysku. Galaktyczny rękaw jest element konstrukcyjny galaktyka spiralna. Większość gwiazd, pyłu i gazu zawarta jest w ramionach galaktycznych.

Galaktyczne ramiona Drogi Mlecznej

Istnieje kilka takich ramion, ale główne z nich to ramię Strzelca, ramię Łabędzia, ramię Perseusza, ramię Centaura i ramię Oriona. Otrzymali takie nazwy od nazw konstelacji, w których można zaobserwować główny układ ramion. Ramię Oriona jest małe w porównaniu do innych. Czasami nazywa się go nawet Ostrogą Oriona. Ma tylko około 11 000 lat świetlnych długości. Ale dla nas ten rękaw wyróżnia się tym, że Słońce jest małe Błękitna planeta krążące wokół niego i będące naszym domem, mieszczą się właśnie w nim.

Apocentrum i perycentrum

Większość znanych orbit sztucznych satelitów i ciał niebieskich ma charakter eliptyczny. A dla każdej orbity eliptycznej zawsze możesz wskazać punkt najbliższy ciału centralnemu i najbardziej od niego oddalony. Najbliższy punkt nazywa się perycentrum, a najbardziej odległy nazywa się apocentrum.

Apocentrum (po prawej) i perycentrum (po lewej)

Ale z reguły zamiast słowa „centrum” po „peri-” lub „apo-” zastępuje się nazwę ciała, wokół którego odbywa się ruch. Zatem dla orbit sztucznych satelitów Ziemi (Gaia - w starożytnej Grecji) i orbity Księżyca stosuje się terminy apogeum i perygeum. W przypadku orbity cislunarnej (Księżyc - Selena) czasami stosuje się apopulacje i peryseleniony. Punkt na orbicie naszej planety lub innej planety najbliżej Słońca (Helios) ciało niebieskie Układ Słoneczny to peryhelium, odległy to aphelium lub apohelium. Dla orbit wokół innych gwiazd (astron - gwiazda) - periastron i apoaster.

Jednostka astronomiczna

Peryhelium orbity naszej planety (najbliższy Słońcu punkt orbity) wynosi 147 098 290 km (0,983 jednostek astronomicznych), aphelium - 152 098 232 km (1,017 jednostek astronomicznych). Ale jeśli weźmiesz średnią odległość od Ziemi do Słońca, otrzymasz wygodną jednostkę miary w przestrzeni. Dla tych odległości, gdzie pomiar w kilometrach jest już niewygodny, a w latach świetlnych i parsekach jest nadal niewygodny. Ta jednostka miary nazywana jest „jednostką astronomiczną” (oznaczoną jako „au”) i służy do określania odległości między obiektami w Układzie Słonecznym, układach pozasłonecznych oraz między składnikami gwiazd podwójnych. Po kilku wyjaśnieniach jednostkę astronomiczną uznano za równą 149597870,7 km.

W ten sposób Ziemia jest oddalona od Słońca w odległości 1 a. Oznacza to, że Neptun, najdalsza planeta od Słońca, w odległości około 30 a. e. Odległość od Słońca do najbliższej mu planety - Merkurego - wynosi tylko 0,39 a. e. A w czasie kolejnej wielkiej konfrontacji Marsa z Ziemią, 27 lipca 2018 r., odległość między planetami zostanie zmniejszona do 0,386 jednostki astronomicznej. mi.

Granica Roche’a

W kosmosie nie ma nic trwałego. Zmiana porządku, do którego jesteśmy przyzwyczajeni, zajmuje tylko miliony lat. Zatem jeśli obserwator będzie obserwował Marsa za kilka milionów lat, może nie wykryć jednego lub nawet dwóch jego satelitów. Jak wiadomo, największy z satelitów czerwonej planety, Fobos, zbliża się do niej o 1,8 metra na stulecie. Fobos przemieszcza się w odległości zaledwie około 9 000 km od Marsa. Dla porównania orbity satelitów nawigacyjnych znajdują się na wysokości 19 400–23 222 km, orbita geostacjonarna wynosi 35 786 km, a Księżyc, naturalny satelita nasza planeta znajduje się w odległości 385 000 km od Ziemi.

Minie kolejne 10–11 milionów lat, a Fobos przekroczy granicę Roche’a, powodując zniszczenie. Granica Roche'a, nazwana na cześć Edouarda Roche'a, który jako pierwszy obliczył takie granice dla niektórych satelitów, to odległość od planety (gwiazdy) do jej satelity, bliżej której satelita jest niszczony przez siły pływowe. Ustalono, że siła grawitacji planety jest kompensowana siła odśrodkowa tylko w środku masy satelity. W innych punktach satelity nie ma takiej równości sił, co jest przyczyną powstawania sił pływowych. W wyniku działania sił pływowych satelita najpierw przyjmuje kształt elipsoidalny, a po przekroczeniu granicy Roche’a zostaje przez nie rozerwany. Ale orbita innego satelity czerwonej planety - Deimosa (wysokość orbity wynosi około 23 500 km) - za każdym razem jest coraz dalej. Prędzej czy później pokona grawitację Marsa i wyruszy w samodzielną podróż układ słoneczny.

Laniakea

Czy potrafisz powiedzieć, gdzie we Wszechświecie znajduje się nasza planeta? Oczywiście planeta Ziemia znajduje się w Układzie Słonecznym, który z kolei znajduje się w Ramieniu Oriona, małym galaktycznym ramieniu Drogi Mlecznej. Co dalej? Nasza Galaktyka, najbliższa galaktyka Andromedy, galaktyka Trójkąta i ponad 50 innych galaktyk są częścią tzw. Lokalnej Grupy Galaktyk, która jest składnikiem supergromady w Pannie.

Laniakea i Droga Mleczna

Jednak supergromada w Pannie, zwana także Lokalną supergromadą galaktyk, supergromady w Hydrze-Centauri i Pavonis-Indian, a także supergromada Południowa tworzą supergromadę galaktyk zwaną Laniakea. Zawiera około 100 tysięcy galaktyk. Średnica Laniakei wynosi 500 milionów lat świetlnych. Dla porównania średnica naszej Galaktyki wynosi zaledwie 100 tysięcy lat świetlnych. W tłumaczeniu z języka hawajskiego Laniakea oznacza „ogromne niebo”. Co ogólnie dokładnie odzwierciedla fakt, że w dającej się przewidzieć przyszłości raczej nie będziemy mogli polecieć na skraj tych „niebios”.

Laniakea i pobliska supergromada galaktyk w Perseuszu-Rybach

Astronomowie mierzą jasność, a dokładniej jasność gwiazd wielkości gwiazdowe. Termin dość oryginalny, wprowadzony w II wieku p.n.e. przez greckiego astronoma Hipparcha.

Hipparch podzielił gwiazdy według jasności na sześć stopni, na sześć wielkości, najjaśniejsze gwiazdy nazywając gwiazdami pierwszej wielkości, a najsłabsze, ledwo widoczne dla oka, odniósł do szóstej wielkości. Gwiazdy o średniej jasności były rozdzielane według wielkości subiektywnie, „na oko”, tak że „kroki” wielkości gwiazd były w przybliżeniu takie same.

Później okazało się, że subiektywnie jednolite „kroki” od jednej wielkości do drugiej odpowiadają wykładniczemu wzrostowi jasności fizycznej (strumienia świetlnego). Innymi słowy, widoczny połysk wzrasta NA krok i fizyczna jasność - V parokrotnie. Jest to właściwość wszelkich odczuć fizjologicznych; podlegają one prawu logarytmicznemu: intensywność wrażenia jest proporcjonalna do logarytmu intensywności bodźca.

Przyjemne jest, że różnica 5 jednostek gwiazdowych (oznaczonych jako 5 m) odpowiada stukrotnej zmianie strumienia świetlnego. Odpowiednio jedna wielkość to zmiana strumienia świetlnego około dwa i pół razy. Gwiazdę Vegę wybrano na wielkość zerową, ale najjaśniejsze gwiazdy nie mieściły się w skali i miały wielkość ujemną: Syriusz, Kanopus, Alfa Centauri i Arktur.

Im większa wielkość, to znaczy im słabsze gwiazdy, tym jest ich więcej. Analiza Katalogu jasnych gwiazd, który obejmuje wszystkie gwiazdy jaśniejsze niż 6,5 m, daje dobrą zależność: wraz ze wzrostem o jedną wielkość liczba gwiazd wzrasta 3-krotnie. Uwaga: tutaj również pojawia się zależność wykładnicza! Wiele procesów w przyrodzie opisuje się za pomocą wykładników.

Aby zobaczyć tę zależność wykładniczą, wygodnie jest użyć wykresów w skali logarytmicznej, co właśnie robię na drugim rysunku. Dodano tam także gwiazdy z katalogu Almagest Ptolemeusza (II w. n.e.), najstarszego zachowanego katalogu oraz katalogu Ugulbeka. W nich wielkości gwiazdowe określa się metodą hipparchiowską „na oko”; niemniej jednak jasne jest, że są one, ogólnie rzecz biorąc, spójne ze współczesnymi. Nadmiar gwiazd 3 i 4 magnitudo tłumaczy się przeszacowaniem jasności słabych gwiazd. Ponadto wyraźnie widać, że starożytni astronomowie pominęli ogromną liczbę najsłabszych gwiazd 5 i 6 magnitudo.

Opis

×

Opis tabeli

Tabela obejmuje liczbę gwiazd jaśniejszych od określonej wielkości.

Wielkość gwiazdy Ograniczająca wielkość gwiazdy. Katalog jasne gwiazdy

Liczba gwiazd jaśniejszych niż dana wielkość gwiazdowa z Katalogu jasnych gwiazd. Almagest Liczba gwiazd jaśniejszych niż podana wielkość z katalogu Almagest.

Ulugbek Liczba gwiazd jaśniejszych niż podana wielkość z katalogu Ulugbeka. Pierwszy wykres