Zavisi od dvije stvari: njihove stvarne svjetline ili količine svjetlosti koju emituju i udaljenosti od nas. Kad bi sve zvijezde imale isti sjaj, mogli bismo odrediti njihovu relativnu udaljenost jednostavnim mjerenjem relativne količine svjetlosti primljene od njih. Količina svjetlosti varira obrnuto s kvadratom udaljenosti. To se može vidjeti na pratećoj slici, gdje S predstavlja položaj zvijezde kao svjetlosne tačke, a A i BVBB predstavljaju ekrane postavljene tako da svaki od njih prima istu količinu svjetlosti od zvijezde.

Ako je veći ekran dvostruko udaljeniji od ekrana A, njegove stranice moraju biti dvostruko duže kako bi mogao primiti svu količinu svjetlosti koja pada na A. Tada će njegova površina biti 4 puta veća od površine A. Od ovo je jasno da će svaki četvrti dio površine primiti četvrtinu svjetlosti koja pada na A. Tako će oko ili teleskop u B primiti jednu četvrtinu svjetlosti od zvijezde, u poređenju sa okom ili teleskopom u A, i zvijezda će biti četiri puta slabija.

U stvari, zvijezde su daleko od jednakih u svom stvarnom sjaju, pa stoga prividna veličina zvijezde ne daje tačan pokazatelj njene udaljenosti. Među nama bližim zvijezdama mnoge su vrlo blijede, mnoge su čak i nevidljive golim okom, dok među svjetlijim zvijezdama ima zvijezda čije su udaljenosti od vas ogromne. Izvanredan primjer u tom pogledu je Canolus, 2. najsjajnija zvijezda na cijelom nebu.

Iz ovih razloga, astronomi su primorani da se ograniče na prvi slučaj određujući količinu svjetlosti koju nam razne zvijezde šalju, ili njihov prividni sjaj, ne uzimajući u obzir njihove udaljenosti ili stvarni sjaj. Drevni astronomi podijelili su sve zvijezde koje se mogu vidjeti u 6 klasa: broj klase, koji izražava prividni sjaj, naziva se magnituda zvijezde. Najsjajnije, kojih ima oko 14, nazivaju se zvijezdama prve magnitude. Sljedeće najsjajnije, oko 50, nazivaju se zvijezdama druge magnitude. 3 puta više zvijezda treće magnitude. Otprilike u istoj progresiji, broj zvijezda svake magnitude raste do šeste, koja sadrži zvijezde na granici vidljivosti.

Zvijezde se nalaze u svim mogućim stupnjevima sjaja i stoga je nemoguće povući jasnu granicu između susjednih veličina zvijezda. Dva posmatrača mogu napraviti dvije različite procjene; jedan će rangirati zvezdu u drugu veličinu, a drugi u prvu; neke zvezde će jedan posmatrač klasifikovati kao 3. magnitude, one koje će za drugog posmatrača izgledati kao zvezde druge magnitude. Stoga je nemoguće rasporediti zvijezde po pojedinačnim veličinama sa apsolutnom tačnošću.

Šta je zvezdana veličina

Koncept veličina zvijezda može lako dobiti svaki slučajni posmatrač neba. Svako vedro veče vidljivo je nekoliko zvijezda 1. magnitude. Primjeri zvijezda 2. magnitude su 6 najsjajnijih zvijezda Bucketa (Velikog Medvjeda), Polarna zvijezda, sjajne zvijezde Kasiopeje. Sve ove zvijezde se mogu vidjeti pod našim geografskim širinama svake noći tokom cijele godine. Ima toliko zvijezda 3. magnitude da je teško izabrati primjere za njih. Najsjajnije zvezde na Plejadama su ove veličine. Međutim, oni su okruženi sa 5 drugih zvijezda, što utiče na procjenu njihovog sjaja. Na udaljenosti od 15 stepeni od Severnjače nalazi se Beta Mali medved: uvek je vidljiv i razlikuje se od Severnjače po crvenkastoj nijansi; nalazi se između dvije druge zvijezde, od kojih je jedna 3. magnitude, a druga 4.

Pet jasno vidljivih slabijih zvijezda Plejada su također svuda oko 4. magnitude, zvijezde pete magnitude su još uvijek slobodno vidljive golim okom; 6. magnituda sadrži zvijezde koje su jedva vidljive dobrim vidom.

Moderni astronomi, preuzimaju uopšteno govoreći sistema koji je do njih došao od antike, pokušali su da mu daju veću sigurnost. Pažljiva istraživanja su pokazala da stvarna količina svjetlosti koja odgovara različitim magnitudama varira od jedne veličine do druge gotovo eksponencijalno; ovaj zaključak se slaže s poznatim psihološkim zakonom da se osjet mijenja u aritmetičkoj progresiji ako se uzrok koji ga proizvodi mijenja u geometrijskoj progresiji.

Utvrđeno je da prosječna zvijezda 5. magnitude daje 2 do 3 puta više svjetlosti od prosječne zvijezde 6. magnitude, zvijezda 4. magnitude daje 2 do 3 puta više svjetlosti od zvijezde 5. magnitude, itd., do 2. vrijednosti. Za prvu količinu razlika je toliko velika da je teško navesti bilo kakav prosječan omjer. Sirijus je, na primjer, 6 puta svjetliji od Altaira, koji se obično smatra tipičnom zvijezdom prve magnitude. Da bi dali tačnost svojim procjenama, moderni astronomi su pokušali svesti razlike između različitih veličina na istu mjeru, naime, prihvatili su da je odnos sjaja zvijezda dvije uzastopne klase dva i po.

Kada bi se metod podjele vidljivih zvijezda na samo 6 odvojenih magnituda usvojio bez ikakvih promjena, onda bismo naišli na poteškoću da bi zvijezde koje su vrlo različite po sjaju morale biti pripisane istoj klasi. U istoj klasi bile bi zvijezde koje su jedna od druge dvostruko svjetlije. Zbog toga je, da bi rezultati bili tačni, bilo potrebno razmotriti klasu, veličinu zvijezda, kao veličinu koja se kontinuirano mijenja - uvesti desetine, pa čak i stotinke magnitude. Dakle, imamo zvijezde od 5,0, 5,1, 5,2 magnitude, itd., ili čak možemo podijeliti još manje i govoriti o zvijezdama magnituda 5,11, 5,12 itd.

Mjerenje magnitude

Nažalost, za sada nije poznat nijedan drugi način da se odredi količina svjetlosti koju prima zvijezda, osim po njenom efektu na oko. Dvije zvijezde se smatraju jednakim kada se oku čine da imaju jednak sjaj. U ovim okolnostima, naša prosudba je krajnje nepouzdana. Stoga su posmatrači pokušali da daju veću tačnost korišćenjem fotometara - instrumenata za merenje količine svetlosti. Ali čak i sa ovim instrumentima, posmatrač se mora osloniti na očnu procenu jednakosti sjaja. Svjetlost jedne zvijezde se do tada povećava ili smanjuje u određenom omjeru. sve dok se našim očima ne učini jednaka svjetlosti druge zvijezde; a ovo potonje može biti i umjetna zvijezda, dobijena pomoću plamena svijeće ili lampe. Stepen povećanja ili smanjenja će odrediti razliku u veličini između dvije zvijezde.

Kada pokušamo da uspostavimo čvrstu osnovu za merenje sjaja zvezde, dolazimo do zaključka da je ovaj zadatak prilično težak. Prije svega, ne doživljavamo sve zrake koje dolaze od zvijezde kao svjetlost. Ali sve zrake, vidljive i nevidljive, apsorbira crna površina i izražavaju svoj učinak u zagrijavanju. Stoga, najviše Najbolji način izmjeriti zračenje zvijezde sastoji se u procjeni topline koju ona šalje, jer to odražava procese koji se odvijaju na zvijezdi preciznije nego što to može učiniti vidljivo svetlo. nažalost, termalni efekat zraci zvezde su toliko mali da se ne mogu izmeriti čak ni savremenim instrumentima. Za sada moramo odustati od nade da ćemo odrediti ukupni sjaj zvijezde i ograničiti se samo na onaj njen dio koji se zove svjetlost.

Stoga, ako težimo preciznosti, moramo reći da se svjetlost, kako je razumijemo, može, u suštini, izmjeriti samo njenim djelovanjem na optički živac, i ne postoji drugi način da se izmjeri njen učinak osim okom. . Svi fotometri koji služe za mjerenje svjetlosti zvijezda konstruirani su tako da omogućavaju povećanje ili smanjenje svjetlosti jedne zvijezde i vizualno je izjednačavaju sa svjetlošću druge zvijezde ili drugog izvora i samo na taj način procjenjuju. .

Magnituda i spektar

Poteškoće dobijanja tačnih rezultata povećava činjenica da se zvezde razlikuju po svojoj boji. S mnogo većom preciznošću možemo se uvjeriti u jednakost dva izvora svjetlosti kada imaju istu nijansu boje nego kada su im boje različite. Drugi izvor nesigurnosti potiče od onoga što se naziva Purkinjeov fenomen, prema imenu onoga koji ga je prvi opisao. Otkrio je da ako imamo dva izvora svjetlosti iste svjetline, ali jedan je crven, a drugi zelen, onda s povećanjem ili smanjenjem u istoj proporciji, ti izvori više neće izgledati isti u svjetlini. Drugim riječima, matematički aksiom koji prepolovi ili četvrtine jednake vrijednosti takođe su međusobno jednaki, neprimenljivi na dejstvo svetlosti na oko. Kako se svjetlina smanjuje, zelena mrlja počinje izgledati svjetlije od crvene. Ako povećamo svjetlinu oba izvora, onda crvena počinje biti svjetlija od zelene. Drugim riječima, crveni zraci za naš vid se brže pojačavaju i prigušuju od zelenih, sa istom promjenom stvarne svjetline.

Također je otkriveno da se ovaj zakon promjene prividne svjetline ne primjenjuje dosljedno na sve boje spektra. Istina je da kada pređemo sa crvenog na ljubičasti kraj spektra, žuta blijedi manje brzo od crvene za dato smanjenje svjetline, a zelena čak sporije od žute. Ali ako pređemo sa zelene na plavu, onda već možemo reći da potonja ne nestaje tako brzo kao zelena. Očigledno, iz svega ovoga slijedi da dvije zvijezde različitih boja, koje golim okom izgledaju jednako sjajne, više neće izgledati jednake u teleskopu. Crvene ili žute zvijezde izgledaju relativno sjajnije u teleskopu, zelene i plavičaste zvijezde izgledaju relativno sjajnije golim okom.

Dakle, možemo zaključiti da, uprkos značajnom unapređenju mjernih instrumenata, razvoju mikroelektronike i kompjutera, vizualna posmatranja i dalje imaju najvažniju ulogu u astronomiji, a ta uloga se vjerovatno neće smanjiti u doglednoj budućnosti.

Predstavljamo Vam nekoliko pojmova uz pomoć kojih će Vaše znanje o astronomiji postati dublje.

Prividna veličina

Broj zvijezda na noćnom nebu dostupnih golim okom nije tako velik kao što se čini. Ako imate dobru vidnu oštrinu i izađete iz grada, dalje od ulične rasvjete, tada će vam za posmatranje biti dostupno oko 6000 zvijezda. Istovremeno, polovina njih će uvijek biti skrivena od posmatrača iza horizonta. Ali čak i ova količina je dovoljna da se uoči kako se zvijezde razlikuju po sjaju. To su primijetili i antički učenjaci. Drevni grčki matematičar i astronom Hiparh, koji je živeo u 2. veku pre nove ere, podelio je sve zvezde koje je posmatrao na šest magnituda. Najsjajnije je pripisao prvoj veličini, najsjajnije - šestoj. Generalno, ovaj princip se i danas koristi. Ali danas nam mogućnosti astronomije omogućavaju da promatramo bezbroj zvijezda, od kojih je većina toliko mutna da ih je nemoguće promatrati golim okom. I sam koncept magnitude se koristi ne samo za udaljene zvijezde, već i za druge objekte - Sunce, Mjesec, umjetni sateliti, planete i tako dalje. Stoga se vjeruje da je zvjezdana veličina bezdimenzionalna numerička karakteristika osvetljenost objekta.

Kao što slijedi iz gore navedenog, prividna veličina najsjajnijih objekata bit će negativna. Poređenja radi, magnituda Sunca je -26,7, a magnituda najbliže zvijezde našoj zvijezdi, ali nije vidljiva golim okom, zvijezde Proxima Centauri je +11,1. Maksimalna magnituda Marsa je? 2.91. Satelit Mayak, koji su kreirali i planiraju da u orbitu pošalju mladi ruski naučnici, trebao bi imati magnitudu ne veću od 10 kako je planirano. I ako sve prođe kako treba, neko će vrijeme postati najsjajniji objekt na noćnom nebu, osim ako, naravno, ne računate Mjesec u punom mjesecu (? 12,74).

Apsolutna veličina

Deneb je jedna od najvećih zvijezda poznatih nauci, sa magnitudom od +1,25. Njegov prečnik je približno jednak prečniku Zemljine orbite i 110 puta veći od prečnika Sunca. Udaljenost do ovog diva je 1.640 svjetlosnih godina. Iako se naučnici još uvijek raspravljaju o ovom pitanju, ono je već jako daleko. Većina zvijezda na ovoj udaljenosti može se vidjeti samo kroz teleskop. Da smo bliže ovoj zvijezdi, tada bi sjaj Deneba na nebu bio mnogo veći. Dakle, prividna zvezdana veličina zavisi i od osvetljenosti objekta i od udaljenosti do njega. Da biste mogli uporediti sjaj različitih zvijezda jedna s drugom, koristite apsolutnu magnitudu. Za zvijezde se definira kao prividna veličina objekta ako se nalazi na udaljenosti od 10 parseka od posmatrača. Ako je udaljenost do zvijezde poznata, onda je apsolutnu magnitudu lako izračunati.

Apsolutna zvezdana magnituda Sunca je +4,8 (vidljivo, podsetimo, ?26,7). Sirijus, najsjajnija zvezda na noćnom nebu, ima prividnu magnitudu od ?1,46, ali apsolutnu magnitudu od samo +1,4. Što, međutim, nije iznenađujuće, jer je dijamant noćnog neba (kako se ova zvijezda zove) blizu nas: na udaljenosti od samo 8,6 svjetlosnih godina. Ali apsolutna magnituda već spomenutog Deneba je 6,95.

Paralaksa

Jeste li se ikada zapitali kako naučnici određuju udaljenost do zvijezde? Na kraju krajeva, ova udaljenost se ne može izmjeriti laserskim daljinomjerom. U stvari, sve je jednostavno. Tokom godine, položaj zvijezde na nebu se mijenja zbog okretanja Zemlje u orbiti oko Sunca. Ova promjena se naziva godišnja paralaksa zvijezde. Što nam je zvijezda bliža, to je veći njen pomak u odnosu na pozadinu zvijezda koje su dalje. Ali čak i za najbliže zvijezde, takav pomak je izuzetno mali. Nemogućnost otkrivanja paralakse u zvijezdama nekada je bila jedan od argumenata protiv heliocentrični sistem mir. To je bilo moguće učiniti tek u 19. vijeku. Trenutno se u orbitu stavljaju specijalni svemirski teleskopi za mjerenje paralaksa, a time i udaljenosti do zvijezda. Teleskop Hipparcos Evropske svemirske agencije (nazvan po istom Hiparcosu koji je klasifikovao zvijezde prema sjaju) izmjerio je paralakse više od 100.000 zvijezda. U decembru 2013. godine, njegov nasljednik Gaia je lansiran u orbitu.

Paralaktičko pomicanje obližnjih zvijezda u odnosu na pozadinu udaljenih

Zapravo, paralaksa (a ovo nije samo astronomski koncept) je promjena prividnog položaja objekta u odnosu na udaljenu pozadinu (u našem slučaju udaljenije zvijezde) ovisno o položaju promatrača. Koristi se i u geodeziji. Značajno za fotografiju. Paralaksa se mjeri u lučnim sekundama (lučnim sekundama).

Svjetlosna godina

Mjerenje udaljenosti u svemiru u kilometrima nije nimalo zgodno. Na primjer, udaljenost do naše najbliže zvijezde, Proxima Centauri? 4,01?1013 kilometara (40,1 triliona kilometara). Dovoljno je teško zamisliti ovu udaljenost. Ali ako izmjerite ovu udaljenost u svjetlosnim godinama, jedinicom dužine koja je jednaka udaljenosti koju svjetlost prijeđe u jednoj godini, dobićete 4,2 svjetlosne godine. Svjetlu ovog crvenog patuljka potrebno je oko 4 godine i 3 mjeseca da stigne do nas. Sve je jednostavno.

Parsec

Ali s još jednom jedinicom dužine koja se koristi u astronomiji, nije sve tako jednostavno. Udaljenost do zvijezde Proxima Centauri, mjerena u parsekima, iznosi 1,3 jedinice. Sama riječ "parsec" nastala je od riječi "paralaksa" i "sekunda" (što znači lučna sekunda jednaka 1/3600 stepena, zapamtite školski kutomjer). Ista paralaksa, zahvaljujući kojoj možemo izmjeriti udaljenost do zvijezda. Parsec (označen sa "pc")? ovo je rastojanje sa koje je segment dug jednu astronomsku jedinicu (poluprečnik Zemljine orbite), okomit na liniju vida, vidljiv pod uglom od jedne lučne sekunde.

galaktička ruka

Naš Mliječni put je prečnik 100.000 svjetlosnih godina. Pripada jednoj od glavnih vrsta galaksija. Mliječni put je spiralna galaksija s prečkama. Sve zvezde koje vidimo na nebu golim okom nalaze se u našoj galaksiji. Ukupno, Mliječni put sadrži, prema različitim procjenama, od 200 do 400 milijardi zvijezda. Kako se kretati i saznati gdje se među ovim milijardama zvijezda nalazi Sunce?

Mliječni put je spiralna galaksija i ima spiralne galaktičke krakove smještene u ravni diska. Galaktički krak je strukturni element spiralne galaksije. Glavna količina zvijezda, prašine i plina sadržana je u galaktičkim krakovima.

galaktičkim rukama mliječni put

Postoji nekoliko takvih krakova, ali glavni su ruka Strijelca, ruka Labuda, ruka Perzeja, ruka Kentaura i ruka Oriona. Takva su imena dobila po nazivima sazvežđa u kojima se može posmatrati glavni niz krakova. Orionova ruka je mala u poređenju sa ostalima. Ponekad se čak naziva i Orionov ostruga. Njegova dužina je samo oko 11.000 svjetlosnih godina. Ali za nas je ovaj krak značajan po tome što se u njemu nalaze Sunce i mala Plava planeta koja se okreće oko njega i koja je naš dom.

Apocentar i periapsis

Većina poznatih orbita umjetnih satelita i nebeskih tijela su eliptične. A za bilo koju eliptičnu orbitu uvijek možete odrediti tačku koja je najbliža središnjem tijelu i najudaljenija od njega. Najbliža tačka se naziva pericentar, a najudaljenija tačka se naziva apcentar.

Apocentar (desno) i periapsis (lijevo)

Ali, u pravilu, umjesto riječi "centar", iza "peri-" ili "apo-", oni zamjenjuju naziv tijela oko kojeg se odvija kretanje. Dakle, za orbite umjetnih satelita Zemlje (Gaia - na starogrčkom) i orbite Mjeseca koriste se termini apogej i perigej. Za cirkumlunarnu (Mjesec - Selena) orbitu ponekad se koriste populacije i periselenij. Najbliža tačka Suncu (Helios) je tačka u orbiti naše ili neke druge planete nebesko telo Sunčev sistem - perihel, daleki - afel ili apohel. Za orbite oko drugih zvijezda (astron - zvijezda) - periastron i apoaster.

astronomska jedinica

Perihel orbite naše planete (najbliža tačka orbite Suncu) je 147,098,290 km (0,983 astronomskih jedinica), afel je 152,098,232 km (1,017 astronomskih jedinica). Ali ako uzmemo prosječnu udaljenost od Zemlje do Sunca, onda ćemo dobiti zgodnu jedinicu mjerenja u svemiru. Za one udaljenosti gdje je već nezgodno mjeriti u kilometrima, a u svjetlosnim godinama i parsekima još uvijek je nezgodno. Ova mjerna jedinica naziva se "astronomska jedinica" (označena kao "AU") i koristi se za određivanje udaljenosti između objekata u Sunčevom sistemu, ekstrasolarnih sistema, kao i između komponenti binarnih zvijezda. Nakon nekoliko pojašnjenja, astronomska jedinica je prepoznata kao jednaka 149597870,7 kilometara.

Dakle, Zemlja je udaljena od Sunca na udaljenosti od 1 AJ. e., Neptun, planeta najudaljenija od Sunca, na udaljenosti od oko 30 AJ. e. Udaljenost od Sunca do njemu najbliže planete - Merkura - je samo 0,39 AJ. e. I u vrijeme sljedeće velike konfrontacije između Marsa i Zemlje, 27. jula 2018. godine, udaljenost između planeta će se smanjiti na 0,386 AJ. e.

Roche limit

Ništa nije trajno u svemiru. Samo su potrebni milioni godina da se promeni poredak na koji smo navikli. Dakle, ako određeni posmatrač posmatra Mars za nekoliko miliona godina, onda možda neće naći jedan ili čak dva svoja satelita u njemu. Kao što znate, najveći od satelita crvene planete - Fobos - približava joj se za 1,8 metara po vijeku. Fobos se kreće na udaljenosti od samo oko 9.000 km od Marsa. Poređenja radi, orbite navigacijskih satelita su na visini od 19.400-23.222 km, geostacionarna orbita je 35.786 km, a Mjesec, prirodni satelit naše planete, nalazi se na udaljenosti od 385.000 km od Zemlje.

Proći će još 10-11 miliona godina, a Fobos će prijeći svoju Rocheovu granicu, uslijed čega će se urušiti. Rocheova granica, nazvana po Eduardu Rocheu, koji je prvi izračunao takve granice za neke satelite, je udaljenost od planete (zvijezde) do njenog satelita, u blizini koje satelit uništavaju plimne sile. Kako je utvrđeno, sila privlačenja planete kompenzira se centrifugalnom silom samo u centru mase satelita. Na ostalim tačkama satelita ne postoji takva jednakost sila, što je razlog za stvaranje plimnih sila. Kao rezultat djelovanja plimnih sila, satelit prvo poprima elipsoidni oblik, a kada prijeđe Rocheovu granicu, on biva rastrgan od njih. Ali orbita drugog satelita crvene planete - Deimosa (orbitalna visina od oko 23.500 km) - svaki put sve dalje i dalje. Prije ili kasnije, on će savladati gravitaciju Marsa i krenuti na samostalno putovanje Solarni sistem.

Laniakea

Možete li reći gdje se u svemiru nalazi naša planeta? Naravno, planeta Zemlja je u Sunčevom sistemu, koji se, pak, nalazi u Orionovom kraku - malom galaktičkom kraku Mliječnog puta. Pa, šta dalje? Naša galaksija, najbliža galaksija Andromeda, galaksija Triangulum i više od 50 galaksija uključeni su u takozvanu Lokalnu grupu galaksija, koja je sastavni dio superjata Djevice.

Laniakea i Mliječni put

A sada superjato Djevice, koje se naziva i Lokalno superjato galaksija, superjato Hydra-Centaurus i Paun-Indian, kao i južno superjato čine superjato galaksija pod nazivom Laniakea. Sadrži oko 100.000 galaksija. Prečnik Laniakee je 500 miliona svetlosnih godina. Poređenja radi, prečnik naše galaksije je samo 100.000 svetlosnih godina. U prevodu sa havajskog jezika, Laniakea znači "ogromna neba". Što u cjelini tačno odražava činjenicu da u dogledno vrijeme teško da ćemo moći doletjeti do ruba ovih "nebesa".

Laniakea i susjedna superjata galaksija Perzej-Ribe

Čak i ljudi daleko od astronomije znaju da zvijezde imaju drugačiji sjaj. Najsjajnije zvezde su lako vidljive na preeksponiranom urbanom nebu, dok su najslabije zvezde jedva vidljive u idealnim uslovima gledanja.

Da bi okarakterizirali sjaj zvijezda i drugih nebeskih tijela (na primjer, planeta, meteora, Sunca i Mjeseca), naučnici su razvili skalu zvjezdanih magnituda.

Prividna veličina(m; često se naziva jednostavno "magnituda") označava tok zračenja u blizini posmatrača, tj. posmatrani sjaj nebeskog izvora, koji ne zavisi samo od stvarne snage zračenja objekta, već i od udaljenosti do njega .

Ovo je bezdimenzionalna astronomska veličina koja karakterizira osvjetljenje koje stvara nebeski objekt u blizini posmatrača.

osvjetljenje- količina svjetlosti, jednaka odnosu svjetlosnog toka koji pada na malu površinu prema njenoj površini.
Jedinica mjere za osvjetljenje u međunarodni sistem jedinica (SI) je luks (1 luks = 1 lumen po kvadratnom metru), u CGS (centimetar-gram-sekunda) - foto (jedna fotografija je jednaka 10.000 luksa).

Osvetljenje je direktno proporcionalno intenzitetu svetlosti izvora svetlosti. Kako se izvor udaljava od osvijetljene površine, njegovo osvjetljenje opada obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti (zakon inverznog kvadrata).

Subjektivno vidljiva zvezdana veličina se percipira kao sjaj (za tačkaste izvore) ili sjaj (za proširene).

U ovom slučaju, svjetlina jednog izvora se pokazuje poređenjem sa svjetlinom drugog, uzetom kao standard. Takvi standardi su obično posebno odabrane nepromjenjive zvijezde.

Magnituda je prvo uvedena kao indikator prividnog sjaja zvijezda u optičkom rasponu, ali je kasnije proširena na druge opsege zračenja: infracrveno, ultraljubičasto.

Dakle, prividna zvjezdana veličina m ili sjaj je mjera osvjetljenja E koju stvara izvor na površini okomitoj na njegove zrake na mjestu posmatranja.

Istorijski gledano, sve je počelo prije više od 2000 godina, kada su drevni grčki astronom i matematičar Hiparh(II vek pre nove ere) podelio je zvezde vidljive oku na 6 magnituda.

po najviše sjajne zvezde Hiparh je dodelio prvu magnitudu, a najmračnijim, jedva vidljivim okom šestu, a ostatak ravnomerno rasporedio među srednjim veličinama. Štaviše, Hiparh je napravio podjelu na magnitude na način da su se zvijezde 1. magnitude činile svjetlije od zvijezda 2. magnitude kao što izgledaju sjajnije od zvijezda 3. magnitude, itd. To jest, od gradacije do gradacije , sjaj zvijezda se promijenio za jednu te istu veličinu.

Kako se kasnije ispostavilo, veza takve skale sa stvarnim fizičke veličine logaritamski, jer promjenu svjetline za isti broj puta oko percipira kao promjenu za isti iznos - empirijski psihofiziološki Weber-Fechnerov zakon, prema kojem je intenzitet osjeta direktno proporcionalan logaritmu intenziteta stimulusa.

To je zbog posebnosti ljudske percepcije, na primjer, ako se 1, 2, 4, 8, 16 identičnih sijalica uzastopno upali u lusteru, onda nam se čini da se osvjetljenje u prostoriji stalno povećava za istu količinu . Odnosno, broj sijalica koje treba uključiti trebao bi se povećati za isti broj puta (u primjeru dva puta) tako da nam se čini da je povećanje svjetline konstantno.

Logaritamska zavisnost jačine osjeta E od fizičkog intenziteta stimulusa P izražava se formulom:

E = k log P + a, (1)

gdje su k i a neke konstante određene datim senzornim sistemom.

Sredinom 19. vijeka Engleski astronom Norman Pogson formalizirao je skalu zvjezdanih veličina, koja je uzela u obzir psihofiziološki zakon vida.

Na osnovu stvarni rezultati zapažanja, on je to postulirao

ZVEZDA PRVE MAGNITUDE JE TAČNO 100 PUTA SJAJNIJA OD ZVEZDE ŠESTE VREDNOSTI.

U ovom slučaju, u skladu s izrazom (1), prividna zvjezdana veličina određena je jednakošću:

m = -2,5 lg E + a, (2)

2,5 - Pogsonov koeficijent, znak minus - danak istorijska tradicija(svjetlije zvijezde imaju manju, uključujući negativnu, magnitudu);
a je nulta tačka zvezdane skale magnituda, utvrđena međunarodnim sporazumom koji se odnosi na izbor bazne tačke merne skale.

Ako E 1 i E 2 odgovaraju zvjezdanim veličinama m 1 i m 2, onda iz (2) slijedi da:

E 2 /E 1 \u003d 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Smanjenje veličine za jedan m1 - m2 = 1 dovodi do povećanja osvjetljenja E za oko 2.512 puta. Kada je m 1 - m 2 = 5, što odgovara opsegu od 1. do 6. magnitude, promjena osvjetljenja će biti E 2 /E 1 =100.

Pogsonova formula u svom klasičnom obliku uspostavlja odnos između prividnih zvezdanih veličina:

m 2 - m 1 \u003d -2,5 (lgE 2 - lgE 1) (4)

Ova formula vam omogućava da odredite razliku u zvjezdanim veličinama, ali ne i samim magnitudama.

Da ga koristim za izgradnju apsolutnu skalu, potrebno je podesiti nultu tačku je svjetlina koja odgovara nultoj magnitudi (0 m). Prvo je uzet sjaj Vega kao 0 m. Tada je nulta tačka redefinisana, ali za vizuelna posmatranja, Vega i dalje može poslužiti kao standard nulte prividne zvezdane veličine (prema savremeni sistem, u V opsegu UBV sistema, njegova svjetlina je +0,03 m, što se okom ne razlikuje od nule).

Obično se, međutim, nulta tačka skale magnituda konvencionalno uzima od ukupnosti zvijezda čija je pažljiva fotometrija provedena različitim metodama.

Također, za 0 m uzima se dobro definirano osvjetljenje, jednako energetskoj vrijednosti E = 2,48 * 10 -8 W / m². Zapravo, to je osvjetljenje koje astronomi određuju tokom posmatranja, a tek onda se posebno prevodi u zvjezdane veličine.

Oni to rade ne samo zato što je „poznatije“, već i zato što se ispostavilo da je veličina vrlo zgodan koncept.

veličina se pokazala kao vrlo zgodan koncept

Mjerenje osvjetljenja u vatima po kvadratnom metru je izuzetno glomazno: za Sunce je vrijednost velika, a za slabe teleskopske zvijezde vrlo mala. Istovremeno, mnogo je lakše raditi sa veličinama, jer je logaritamska skala izuzetno pogodna za prikazivanje veoma velikih raspona vrednosti veličine.

Pogsonova formalizacija je kasnije postala standardna metoda za procjenu veličina.

Istina, moderna skala više nije ograničena na šest magnituda ili samo vidljivo svjetlo. Vrlo svijetli objekti mogu imati negativnu magnitudu. Na primjer, Sirijus, najsjajnija zvijezda nebeska sfera, ima magnitudu minus 1,47 m. Savremena skala takođe vam omogućava da dobijete vrednost za Mesec i Sunce: pun mesec ima magnitudu od -12,6 m, a Sunce -26,8 m. Orbitalni teleskop Hubble može posmatrati objekte čija je svjetlost do oko 31,5 m.

skala magnituda
(skala je obrnuta: manje vrijednosti odgovaraju svjetlijim objektima)

Prividne zvjezdane veličine nekih nebeskih tijela

Ned: -26.73
Mjesec (pun mjesec): -12.74
Venera (pri maksimalnom sjaju): -4,67
Jupiter (pri maksimalnom sjaju): -2,91
Sirijus: -1,44
Vega: 0.03
Najslabije zvezde vidljive golim okom: oko 6,0
Sunce udaljeno 100 svjetlosnih godina: 7.30
Proxima Centauri: 11.05
Najsjajniji kvazar: 12.9
Najslabiji objekti snimljeni svemirskim teleskopom Hubble: 31.5

Astronomi mjere sjaj, tačnije sjaj zvijezda magnitude. Ne previše originalan termin, koji je u drugom veku pre nove ere uveo grčki astronom Hiparh.

Hiparh je podelio zvezde po sjaju na šest stepeni, na šest magnituda, nazivajući najsjajnije zvezde zvezdama prve magnitude, a najslabije, jedva vidljive oku, pripisane šestoj magnitudi. Zvijezde srednjeg sjaja raspoređene su prema magnitudama subjektivno, "na oko", tako da su "koraci" magnituda bili približno isti.

Kasnije se ispostavilo da subjektivno ujednačeni "koraci" od jedne do druge veličine odgovaraju eksponencijalnom povećanju fizičkog sjaja (svjetlosni tok). Drugim riječima, vidljivi sjaj se povećava na korak, i fizički sjaj - in više puta. Ovo je svojstvo svih fizioloških senzacija, oni se pokoravaju logaritamskom zakonu: intenzitet osjeta je proporcionalan logaritmu intenziteta stimulusa.

Prihvaćeno je da razlika od 5 zvjezdica (označenih sa 5 m) odgovara stostrukoj promjeni svjetlosnog toka. Prema tome, jedna veličina je promjena svjetlosnog toka za oko dva i po puta. Zvijezda Vega odabrana je za nultu magnitudu, ali najsjajnije zvijezde se nisu uklapale na ljestvicu i imaju negativnu magnitudu, a to su Sirijus, Canopus, Alpha Centauri i Arcturus.

Što je veća magnituda, odnosno što su zvezde slabije, to ih je više. Analiza Kataloga sjajnih zvijezda, koji uključuje sve zvijezde svjetlije od 6,5 m, daje dobru ovisnost: s povećanjem za jednu magnitudu, broj zvijezda se povećava za 3 puta. Imajte na umu da se i ovdje pojavljuje eksponencijalna ovisnost! Mnogi procesi u prirodi opisuju se eksponencijalom.

Da biste vidjeli ovaj eksponencijalni odnos, zgodno je koristiti grafikone sa logaritamskom skalom, što radim na drugoj slici. Tu su dodane i zvijezde Ptolomejevog kataloga Almagesta (2. vek nove ere), najstarijeg sačuvanog kataloga i Ugulbekovog kataloga. Kod njih se zvjezdane veličine određuju hipparhi metodom "na oko"; ipak, jasno je da oni, generalno, odgovaraju modernim. Višak zvijezda magnitude 3 i 4 objašnjava se precijenom sjaja prigušenih zvijezda. Osim toga, jasno se vidi da su drevni astronomi izostavili ogroman broj najslabijih zvijezda od 5 i 6 magnituda.

Opis

×

Opis tabele

Table uključuje broj zvijezda sjajnijih od određene magnitude.

Magnitude Krajnja veličina. Bright Star Catalog Broj zvijezda svjetlijih od navedene magnitude iz kataloga Bright Star. Almagest Broj zvijezda svjetlijih od navedene magnitude iz Almagest kataloga. Ulugbek Broj zvijezda svjetlijih od navedene magnitude iz Ulugbekovog kataloga.

Prvi graf pokazuje zavisnost broja zvijezda sjajnijih od magnitude od magnitude.

Drugi grafikon prikazuje zavisnost broja zvijezda sjajnijih od magnitude od magnitude u lagoritamskoj skali za različite kataloge.

Ako podignete glavu u vedroj noći bez oblaka, možete vidjeti mnogo zvijezda. Toliko da je nemoguće izbrojati. Ispostavilo se da su nebeska tela, vidljivo oku, i dalje se broje. Ima ih oko 6 hiljada. To je ukupan broj i za sjeverne i za sjeverne južne hemisfere naša planeta. U idealnom slučaju, vi i ja, budući da smo, na primjer, na sjevernoj hemisferi, trebali bismo vidjeti otprilike polovinu njihovih ukupan broj, naime negdje oko 3 hiljade zvjezdica.

Bezbroj zimskih zvijezda

Nažalost, gotovo je nemoguće razmotriti sve dostupne zvijezde, jer će za to biti potrebni uvjeti sa savršeno prozirnom atmosferom i potpunim odsustvom bilo kakvih izvora svjetlosti. Čak i ako se nađete na otvorenom polju daleko od gradske svjetlosti u dubokoj zimskoj noći. Zašto zimi? Da, jer su letnje noći mnogo svetlije! To je zbog činjenice da sunce ne zalazi daleko ispod horizonta. Ali čak i u ovom slučaju, našem oku neće biti dostupno više od 2,5-3 hiljade zvijezda. Zašto tako?

Stvar je u tome da je zjenica ljudskog oka, ako je predstavljena kao skup određene količine svjetlosti iz različitih izvora. U našem slučaju izvori svjetlosti su zvijezde. Koliko ćemo ih vidjeti direktno ovisi o promjeru sočiva optičkog uređaja. Naravno, staklo sa sočivom dvogleda ili teleskopa ima veći prečnik od zjenice oka. Stoga će prikupiti više svjetla. Kao rezultat toga, uz pomoć astronomskih instrumenata, možete vidjeti mnogo veći broj zvijezda.

Zvezdano nebo kroz oči Hiparha

Naravno, primijetili ste da se zvijezde razlikuju po sjaju, ili, kako astronomi kažu, po prividnom sjaju. U davnoj prošlosti ljudi su takođe obraćali pažnju na to. Drevni grčki astronom Hiparh podijelio je sva vidljiva nebeska tijela na zvjezdane veličine koje imaju VI klase. Najsjajniji od njih "zaradio" je I, a najneizražajnije je opisao kao zvijezde VI kategorije. Ostali su podijeljeni u srednje razrede.

Nakon toga se pokazalo da različite zvjezdane veličine imaju neku vrstu algoritamskog odnosa jedna s drugom. A izobličenje svjetline u jednakom broju puta naše oko percipira kao uklanjanje na istoj udaljenosti. Tako je postalo poznato da je sjaj zvijezde kategorije I svjetliji od sjaja II za oko 2,5 puta.

Isti broj puta je zvijezda klase II svjetlija od III, a nebesko tijelo III, respektivno, je IV. Kao rezultat toga, razlika između sjaja zvijezda I i VI magnitude razlikuje se 100 puta. Dakle, nebeska tijela VII kategorije su izvan praga ljudskog vida. Važno je znati da magnituda nije veličina zvijezde, već njen prividni sjaj.

Šta je apsolutna zvezdana veličina?

Zvjezdane veličine nisu samo vidljive, već i apsolutne. Ovaj izraz se koristi kada je potrebno uporediti dvije zvijezde jedna s drugom po njihovoj svjetlosti. Da bi se to postiglo, svaka zvijezda se odnosi na konvencionalno standardnu ​​udaljenost od 10 parseka. Drugim riječima, ovo je veličina zvjezdanog objekta koju bi imao da se nalazi na udaljenosti od 10 PC-a od posmatrača.

Na primjer, magnituda našeg Sunca je -26,7. Ali sa udaljenosti od 10 računara, naša zvezda bi bila objekat pete magnitude jedva vidljiv oku. Iz ovoga slijedi: što je veća svjetlost nebeskog objekta, ili, kako kažu, energija koju zvijezda zrači u jedinici vremena, to je vjerojatnije da će apsolutna veličina objekta poprimiti negativnu vrijednost. I obrnuto: što je niža svjetlost, to će biti veće pozitivne vrijednosti objekta.

Najsjajnije zvezde

Sve zvijezde imaju različit prividni sjaj. Neki su nešto svjetliji od prve magnitude, a drugi su mnogo slabiji. S obzirom na to, uvedene su frakcijske vrijednosti. Na primjer, ako je prividna zvjezdana veličina u svom sjaju negdje između I i II kategorije, onda se smatra da je to zvijezda klase 1,5. Postoje i zvezde magnitude 2,3...4,7... itd. Na primer, Procion, koji je deo ekvatorijalnog sazvežđa Mali psi, najbolje se vidi širom Rusije u januaru ili februaru. Njegov prividni sjaj je 0,4.

Važno je napomenuti da je magnituda I višestruka od 0. Samo jedna zvijezda joj skoro potpuno odgovara - ovo je Vega, najsjajnija zvijezda u njenom sjaju je otprilike 0,03 magnitude. Međutim, postoje svjetiljke koje su svjetlije od njega, ali njihova veličina je negativan karakter. Na primjer, Sirius, koji se može promatrati na dvije hemisfere odjednom. Njegov sjaj je -1,5 magnituda.

Negativne zvjezdane magnitude pripisuju se ne samo zvijezdama, već i drugim nebeskim objektima: Suncu, Mjesecu, nekim planetama, kometama i svemirskim stanicama. Međutim, postoje zvijezde koje mogu promijeniti svoj sjaj. Među njima ima mnogo pulsirajućih zvijezda s promjenjivim amplitudama sjaja, ali ima i onih kod kojih se može uočiti nekoliko pulsacija istovremeno.

Mjerenje zvjezdanih veličina

U astronomiji se gotovo sve udaljenosti mjere geometrijskom skalom magnituda. Fotometrijska metoda mjerenja koristi se za velike udaljenosti, a također i ako treba uporediti svjetlinu objekta sa njegovom prividnom svjetlinom. U osnovi, udaljenost do najbližih zvijezda određena je njihovom godišnjom paralaksom - glavnom poluosom elipse. Svemirski sateliti lansirani u budućnosti povećat će vizualnu tačnost slika barem nekoliko puta. Nažalost, druge metode se i dalje koriste za udaljenosti veće od 50-100 računara.