Jika anda mengangkat kepala anda pada malam yang cerah tanpa awan, anda boleh melihat banyak bintang. Begitu banyak sehingga nampak mustahil untuk dikira sama sekali. Ternyata benda angkasa yang kelihatan dengan mata masih dikira. Terdapat kira-kira 6 ribu daripadanya. Ini adalah jumlah keseluruhan bagi kedua-dua hemisfera utara dan selatan planet kita. Sebaik-baiknya, anda dan saya, sebagai contoh, di hemisfera utara, sepatutnya melihat kira-kira separuh daripada jumlah keseluruhan mereka, iaitu, sekitar 3 ribu bintang.
Segudang bintang musim sejuk
Malangnya, hampir mustahil untuk mempertimbangkan semua bintang yang tersedia, kerana ini memerlukan keadaan dengan suasana telus sempurna dan ketiadaan sumber cahaya sepenuhnya. Walaupun anda mendapati diri anda berada di padang terbuka jauh dari cahaya bandar pada malam musim sejuk yang mendalam. Mengapa pada musim sejuk? Ya, kerana malam musim panas lebih cerah! Ini disebabkan oleh fakta bahawa matahari tidak terbenam jauh di bawah ufuk. Tetapi dalam kes ini, tidak lebih daripada 2.5-3 ribu bintang akan tersedia untuk mata kita. Kenapa begitu?
Perkaranya ialah murid ituMata manusia, jika kita membayangkannya sebagai alat optik, mengumpul sejumlah cahaya dari sumber yang berbeza. Dalam kes kami, sumber cahaya adalah bintang. Berapa banyak yang akan kita lihat secara langsung bergantung pada diameter kanta peranti optik. Sememangnya, kaca kanta teropong atau teleskop mempunyai diameter yang lebih besar daripada anak mata. Oleh itu, ia akan mengumpul lebih banyak cahaya. Akibatnya, bilangan bintang yang lebih besar dapat dilihat menggunakan instrumen astronomi.
Langit berbintang dari mata Hipparchus
Sudah tentu, anda perasan bahawa bintang berbeza dalam kecerahan, atau, seperti kata ahli astronomi, dalam kecemerlangan yang ketara. Pada masa lalu, orang ramai juga memberi perhatian kepada perkara ini. Ahli astronomi Yunani purba Hipparchus membahagikan semua benda angkasa yang kelihatan kepada magnitud bintang yang mempunyai kelas VI. Yang paling terang daripada mereka "mendapat" saya, dan dia menggambarkan yang paling tidak ekspresif sebagai bintang kategori VI. Selebihnya dibahagikan kepada kelas pertengahan.
Kemudian ternyata magnitud bintang yang berbeza mempunyai beberapa jenis sambungan algoritma di antara mereka. Dan herotan kecerahan dalam bilangan kali yang sama dilihat oleh mata kita sebagai penyingkiran dengan jarak yang sama. Oleh itu, diketahui bahawa sinaran bintang kategori I lebih terang daripada sinaran II sebanyak kira-kira 2.5 kali ganda.
Bintang kelas II lebih terang daripada kelas III dengan bilangan kali yang sama, dan badan angkasa III, masing-masing, lebih terang daripada IV. Akibatnya, perbezaan antara cahaya bintang magnitud I dan VI berbeza sebanyak 100 kali. Oleh itu, badan angkasa kategori VII berada di luar ambang penglihatan manusia. Adalah penting untuk mengetahui bahawa bintangmagnitud bukan sebesar bintang, tetapi kecemerlangan yang ketara.
Apakah itu magnitud mutlak?
Magnitud bintang bukan sahaja boleh dilihat, tetapi juga mutlak. Istilah ini digunakan apabila perlu untuk membandingkan dua bintang antara satu sama lain dengan kecerahannya. Untuk melakukan ini, setiap bintang dirujuk kepada jarak standard konvensional 10 parsec. Dalam erti kata lain, ini ialah saiz objek bintang yang akan ada jika ia berada pada jarak 10 PC daripada pemerhati.
Sebagai contoh, magnitud matahari kita ialah -26.7. Tetapi dari jarak 10 PC, bintang kita akan menjadi objek yang hampir tidak kelihatan pada magnitud kelima. Ia berikutan daripada ini: semakin tinggi kilauan objek angkasa, atau, seperti yang mereka katakan, tenaga yang dipancarkan bintang setiap unit masa, semakin besar kemungkinan magnitud mutlak objek itu akan mengambil nilai negatif. Dan sebaliknya: semakin rendah kecerahan, semakin tinggi nilai positif objek.
Bintang paling terang
Semua bintang mempunyai kecemerlangan ketara yang berbeza. Ada yang lebih terang sedikit daripada magnitud pertama, yang kedua adalah lebih lemah. Memandangkan ini, nilai pecahan telah diperkenalkan. Sebagai contoh, jika magnitud bintang ketara dalam kecemerlangannya berada di antara kategori I dan II, maka ia dianggap sebagai bintang kelas 1, 5. Terdapat juga bintang dengan magnitud 2, 3…4, 7…dsb. Contohnya, Procyon, yang merupakan sebahagian daripada buruj khatulistiwa Canis Minor, paling baik dilihat di seluruh Rusia pada bulan Januari atau Februari. Kecemerlangannya yang ketara ialah 0.4.
Adalah diperhatikan bahawa sayamagnitud ialah gandaan 0. Hanya satu bintang yang hampir sepadan dengannya - ini ialah Vega, bintang paling terang dalam buruj Lyra. Kecerahannya adalah lebih kurang 0.03 magnitud. Walau bagaimanapun, terdapat penerang yang lebih terang daripadanya, tetapi magnitudnya adalah negatif. Sebagai contoh, Sirius, yang boleh diperhatikan dalam dua hemisfera sekaligus. Kecerahannya ialah -1.5 magnitud.
Magnitud bintang negatif diberikan bukan sahaja kepada bintang, tetapi juga kepada objek angkasa yang lain: Matahari, Bulan, beberapa planet, komet dan stesen angkasa. Walau bagaimanapun, terdapat bintang yang boleh mengubah kecerahannya. Antaranya terdapat banyak bintang berdenyut dengan amplitud kecerahan berubah-ubah, tetapi terdapat juga bintang yang beberapa denyutan boleh diperhatikan serentak.
Pengukuran magnitud bintang
Dalam astronomi, hampir semua jarak diukur dengan skala geometri magnitud bintang. Kaedah pengukuran fotometri digunakan untuk jarak jauh, dan juga jika anda perlu membandingkan kecerahan objek dengan kecerahan ketaranya. Pada asasnya, jarak ke bintang terdekat ditentukan oleh paralaks tahunan mereka - separuh paksi utama elips. Satelit angkasa lepas yang dilancarkan pada masa hadapan akan meningkatkan ketepatan visual imej sekurang-kurangnya beberapa kali. Malangnya, kaedah lain masih digunakan untuk jarak lebih daripada 50–100 PC.
Persiaran ke angkasa lepas
Pada masa lalu, semua benda angkasa dan planet jauh lebih kecil. Sebagai contoh, Bumi kita pernah sebesar Zuhrah, dan lebih awal lagi, saiz Marikh. Berbilion tahun dahulu, semua benua meliputi planet kita dengan kerak benua yang berterusan. Kemudian, saiz Bumi bertambah, dan plat benua terbelah, membentuk lautan.
Semua bintang dengan kemunculan "musim sejuk galaksi" peningkatan suhu, kecerahan dan magnitud. Ukuran jisim badan angkasa (contohnya, Matahari) juga meningkat dengan masa. Walau bagaimanapun, ini adalah sangat tidak sekata.
Pada mulanya, bintang kecil ini, seperti mana-mana planet gergasi lain, dilitupi dengan ais pepejal. Kemudian, bintang itu mula membesar dalam saiz sehingga mencapai jisim kritikalnya dan berhenti membesar. Ini disebabkan oleh fakta bahawa jisim bintang secara berkala meningkat selepas musim sejuk galaksi seterusnya dan berkurangan semasa tempoh luar musim.
Seluruh sistem suria berkembang bersama Matahari. Malangnya, tidak semua bintang akan dapat mengikuti laluan ini. Banyak daripada mereka akan hilang ke kedalaman bintang lain yang lebih besar. Jasad angkasa berputar dalam orbit galaksi dan, secara beransur-ansur menghampiri bahagian tengah, runtuh ke salah satu bintang terdekat.
Galaxy ialah sistem bintang-planet supergergasi yang berasal dari galaksi kerdil yang berasal dari gugusan yang lebih kecil yang muncul daripada sistem planet berbilang. Yang terakhir datang dari sistem yang sama seperti kami.
Menghadkan saiz bintang
Kini bukan rahsia lagi bahawa semakin telus dan gelap langit di atas kita, semakin banyak bintang atau meteor yang dapat anda lihat. Hadkan bintangmagnitud adalah ciri yang lebih baik ditentukan bukan sahaja oleh ketelusan langit, tetapi juga oleh penglihatan yang melihat. Seseorang boleh melihat sinaran bintang paling malap hanya di ufuk, dengan penglihatan persisian. Walau bagaimanapun, perlu dinyatakan bahawa ini adalah kriteria individu untuk setiap satu. Jika dibandingkan dengan pemerhatian visual daripada teleskop, perbezaan penting ialah jenis instrumen dan diameter kantanya.
Daya penembusan teleskop dengan plat fotografi menangkap sinaran bintang malap. Teleskop moden boleh memerhati objek dengan kilauan 26–29 magnitud. Kuasa penembusan peranti bergantung pada banyak kriteria tambahan. Antaranya, kualiti imej tidak penting.
Saiz imej bintang secara langsung bergantung pada keadaan atmosfera, jarak fokus kanta, emulsi dan masa yang diperuntukkan untuk pendedahan. Walau bagaimanapun, penunjuk yang paling penting ialah kecerahan bintang.
