Hvis du løfter hovedet på en klar skyfri nat, kan du se en masse stjerner. Så mange, at det virker umuligt at tælle overhovedet. Det viser sig, at de himmellegemer, der er synlige for øjet, stadig tælles. Der er omkring 6 tusinde af dem. Dette er det samlede antal for både den nordlige og sydlige halvkugle af vores planet. Ideelt set skulle du og jeg, der for eksempel er på den nordlige halvkugle, have set omkring halvdelen af deres samlede antal, nemlig et sted omkring 3 tusinde stjerner.
Myriad vinterstjerner
Desværre er det næsten umuligt at overveje alle de tilgængelige stjerner, fordi dette vil kræve forhold med en perfekt gennemsigtig atmosfære og fuldstændigt fravær af lyskilder. Også selvom du befinder dig i en åben mark væk fra byens lys på en dyb vinternat. Hvorfor om vinteren? Ja, for sommernætterne er meget lysere! Det skyldes, at solen ikke går ned langt under horisonten. Men selv i dette tilfælde vil ikke mere end 2,5-3 tusinde stjerner være tilgængelige for vores øje. Hvorfor er det det?
Sagen er, at elevenDet menneskelige øje, hvis vi forestiller os det som et optisk instrument, opsamler en vis mængde lys fra forskellige kilder. I vores tilfælde er lyskilderne stjerner. Hvor mange vi vil se dem afhænger direkte af diameteren af linsen på den optiske enhed. Naturligvis har linseglasset i en kikkert eller et teleskop en større diameter end øjets pupil. Derfor vil den samle mere lys. Som et resultat kan et meget større antal stjerner ses ved hjælp af astronomiske instrumenter.
Stjernehimmel gennem Hipparchos øjne
Selvfølgelig har du bemærket, at stjerner er forskellige i lysstyrke eller, som astronomer siger, i tilsyneladende glans. I en fjern fortid var man også opmærksom på dette. Den antikke græske astronom Hipparchus opdelte alle de synlige himmellegemer i stjernestørrelser, der har VI-klasser. Den klareste af dem "tjente" jeg, og han beskrev de mest uudtrykte som kategori VI stjerner. Resten blev inddelt i mellemklasser.
Senere viste det sig, at forskellige stjernestørrelser har en form for algoritmisk forbindelse mellem dem. Og forvrængning af lysstyrke i et lige antal gange opfattes af vores øje som en fjernelse af samme afstand. Således blev det kendt, at udstrålingen af en kategori I-stjerne er lysere end udstrålingen af II med omkring 2,5 gange.
En stjerne i klasse II er lysere end klasse III med det samme antal gange, og et himmellegeme af henholdsvis III er lysere end IV. Som et resultat afviger forskellen mellem gløden af stjerner med størrelse I og VI med 100 gange. Således er himmellegemerne i kategorien VII uden for tærsklen for menneskesyn. Det er vigtigt at vide, at stjernenstørrelsen er ikke på størrelse med en stjerne, men dens tilsyneladende glans.
Hvad er absolut størrelse?
Stjernestørrelser er ikke kun synlige, men også absolutte. Dette udtryk bruges, når det er nødvendigt at sammenligne to stjerner med hinanden ved deres lysstyrke. For at gøre dette henvises hver stjerne til en konventionel standardafstand på 10 parsecs. Med andre ord er dette størrelsen af et stjerneobjekt, som det ville have, hvis det var i en afstand af 10 pc'er fra observatøren.
For eksempel er vores sols størrelse -26,7. Men fra en afstand på 10 pc'er ville vores stjerne være et knapt synligt objekt af femte størrelsesorden. Det følger af dette: jo højere lysstyrken af et himmellegeme, eller, som man siger, den energi, som en stjerne udstråler pr. tidsenhed, jo mere sandsynligt er det, at objektets absolutte størrelse vil tage en negativ værdi. Og omvendt: Jo lavere lysstyrke, jo højere vil objektets positive værdier være.
De klareste stjerner
Alle stjerner har forskellig tilsyneladende glans. Nogle er lidt lysere end den første størrelsesorden, de sidste er meget svagere. I lyset af dette blev brøkværdier indført. For eksempel, hvis den tilsyneladende stjernestørrelse i sin glans er et sted mellem kategori I og II, anses den for at være en klasse 1, 5 stjerne. Der er også stjerner med størrelsesordenen 2, 3…4, 7… osv. For eksempel ses Procyon, som er en del af ækvatorialkonstellationen Canis Minor, bedst i hele Rusland i januar eller februar. Hendes tilsyneladende glans er 0,4.
Det er bemærkelsesværdigt, at jegstørrelsen er et multiplum af 0. Kun én stjerne svarer næsten nøjagtigt til den - dette er Vega, den klareste stjerne i stjernebilledet Lyra. Dens lysstyrke er cirka 0,03 størrelsesorden. Der er dog armaturer, der er lysere end den, men deres størrelse er negativ. For eksempel Sirius, som kan observeres i to halvkugler på én gang. Dens lysstyrke er -1,5 størrelsesorden.
Negative stjernestørrelser tildeles ikke kun til stjerner, men også til andre himmellegemer: Solen, Månen, nogle planeter, kometer og rumstationer. Der er dog stjerner, der kan ændre deres lysstyrke. Blandt dem er der mange pulserende stjerner med variable lysstyrkeamplituder, men der er også dem, hvor flere pulseringer kan observeres samtidigt.
Måling af stjernernes størrelser
I astronomi er næsten alle afstande målt ved den geometriske skala af stjernestørrelser. Den fotometriske målemetode bruges til lange afstande, og også hvis du skal sammenligne et objekts lysstyrke med dets tilsyneladende lysstyrke. Grundlæggende bestemmes afstanden til de nærmeste stjerner af deres årlige parallakse - ellipsens store halvakse. Rumsatellitter, der opsendes i fremtiden, vil øge den visuelle nøjagtighed af billeder med mindst flere gange. Desværre bruges andre metoder stadig til afstande større end 50-100 pc'er.
Udflugt til det ydre rum
I en fjern fortid var alle himmellegemer og planeter meget mindre. For eksempel var vores Jord engang på størrelse med Venus, og endnu tidligere på størrelse med Mars. For milliarder af år siden dækkede alle kontinenter vores planet med en kontinuerlig kontinental skorpe. Senere voksede Jordens størrelse, og kontinentalpladerne skiltes og dannede oceaner.
Alle stjerner med fremkomsten af "galaktisk vinter" øgede temperatur, lysstyrke og størrelse. Målingen af massen af et himmellegeme (for eksempel Solen) stiger også med tiden. Dette var dog ekstremt ujævnt.
Oprindeligt var denne lille stjerne, ligesom enhver anden gigantisk planet, dækket af fast is. Senere begyndte stjernen at stige i størrelse, indtil den nåede sin kritiske masse og holdt op med at vokse. Dette skyldes, at stjernerne med jævne mellemrum øger deres masse efter den næste galaktiske vinter og falder i perioder uden for sæsonen.
Hele solsystemet voksede sammen med Solen. Desværre vil ikke alle stjerner være i stand til at følge denne vej. Mange af dem vil forsvinde i dybet af andre, mere massive stjerner. Himmellegemer drejer i galaktiske baner og, når de gradvist nærmer sig selve centrum, kollapser de på en af de nærmeste stjerner.
Galaxy er et supergigantisk stjerne-planetsystem, der stammer fra en dværggalakse, der stammer fra en mindre hob, der er opstået fra et multipelt planetsystem. Sidstnævnte kom fra det samme system som vores.
Begrænset stjernestørrelse
Nu er det ikke længere en hemmelighed, at jo mere gennemsigtig og mørkere himlen over os er, jo flere stjerner eller meteorer kan du se. Begræns stjernestørrelse er en egenskab, der er bedre bestemt, ikke kun på grund af himlens gennemsigtighed, men også på grund af beskuerens syn. En person kan kun se udstrålingen af den mørkeste stjerne i horisonten med perifert syn. Det er dog værd at nævne, at dette er et individuelt kriterium for hver. Sammenlignet med visuel observation fra et teleskop er den væsentlige forskel typen af instrument og diameteren af dets linse.
Penetrationskraften af et teleskop med en fotografisk plade fanger strålingen fra svage stjerner. Moderne teleskoper kan observere objekter med en lysstyrke på 26-29 størrelser. Enhedens gennemtrængende kraft afhænger af mange yderligere kriterier. Blandt dem er billedkvaliteten af ikke ringe betydning.
Størrelsen af et stjernebillede afhænger direkte af atmosfærens tilstand, objektivets brændvidde, emulsion og den tid, der er tildelt til eksponering. Den vigtigste indikator er dog stjernens lysstyrke.
