Depinde de două lucruri: luminozitatea lor reală sau cantitatea de lumină pe care o emit și distanța lor față de noi. Dacă toate stelele ar avea aceeași luminozitate, am putea determina distanța lor relativă prin simpla măsurare a cantității relative de lumină primită de la ele. Cantitatea de lumină variază invers cu pătratul distanței. Acest lucru poate fi văzut în figura alăturată, unde S reprezintă poziția stelei ca punct de lumină, iar A și BVBB reprezintă ecrane plasate astfel încât fiecare dintre ele să primească aceeași cantitate de lumină de la stea.

Dacă ecranul mai mare este de două ori mai departe decât ecranul A, laturile sale trebuie să fie de două ori mai lungi, astfel încât să poată primi toată cantitatea de lumină care cade pe A. Atunci suprafața sa va fi de 4 ori mai mare decât suprafața lui A. Din aceasta este clar că fiecare a patra parte a suprafeței va primi o pătrime din lumina care cade pe A. Astfel, ochiul sau telescopul de la B va primi o pătrime din lumina de la stea, în comparație cu ochiul sau telescopul de la A și steaua va apărea de patru ori mai slabă.

De fapt, stelele sunt departe de a fi egale în luminozitatea lor reală și, prin urmare, mărimea aparentă a unei stele nu oferă o indicație exactă a distanței sale. Printre stelele mai apropiate de noi, multe sunt foarte slabe, multe sunt chiar invizibile cu ochiul liber, în timp ce printre stelele mai strălucitoare sunt stele ale căror distanțe față de tine sunt enorme. Un exemplu remarcabil în acest sens este Canolus, a doua stea cea mai strălucitoare de pe întreg cerul.

Din aceste motive, astronomii sunt nevoiți să se limiteze la primul caz determinând cantitatea de lumină pe care ne-o transmit diferite stele, sau luminozitatea lor aparentă, fără a ține cont de distanțele sau de luminozitatea reală. Astronomii antici au împărțit toate stelele care pot fi văzute în 6 clase: numărul clasei, care exprimă luminozitatea aparentă, se numește magnitudinea stelei. Cele mai strălucitoare, numărând aproximativ 14, sunt numite stele de prima magnitudine. Următoarele cele mai strălucitoare, aproximativ 50, sunt numite stele de a doua magnitudine. De 3 ori mai multe stele de a treia magnitudine. Aproximativ în aceeași progresie, numărul de stele de fiecare magnitudine crește până la a șasea, care conține stele la limita vizibilității.

Stelele se găsesc în toate gradele posibile de luminozitate și, prin urmare, este imposibil să se tragă o graniță clară între magnitudinele învecinate de stele. Doi observatori pot face două estimări diferite; unul va clasa steaua în a doua mărime, iar celălalt în prima; unele stele vor fi clasificate de către un observator ca a 3-a magnitudine, cele care pentru un alt observator vor apărea ca stele de a doua magnitudine. Prin urmare, este imposibil să distribuim stelele între mărimile individuale cu acuratețe absolută.

Ce este magnitudinea stelară

Conceptul de mărime a stelelor poate fi obținut cu ușurință de către fiecare observator ocazional al cerului. În orice seară senină, sunt vizibile mai multe stele de magnitudinea I. Exemple de stele de a 2-a magnitudine sunt cele mai strălucitoare 6 stele din Bucket (Cara Mare), Steaua Polară, stelele strălucitoare din Cassiopeia. Toate aceste stele pot fi văzute sub latitudinile noastre în fiecare noapte timp de un an întreg. Sunt atât de multe stele de magnitudinea a 3-a încât este dificil să alegi exemple pentru ele. Cele mai strălucitoare stele din Pleiade sunt de această mărime. Cu toate acestea, sunt înconjurate de alte 5 stele, ceea ce afectează evaluarea luminozității lor. La o distanta de 15 grade de Steaua Polara se afla Beta Ursa Minor: este mereu vizibila si se deosebeste de Steaua Polara intr-o nuanta rosiatica; este situat între alte două stele, dintre care una are magnitudinea a 3-a, iar cealaltă este a 4-a.

Cele cinci stele mai slabe clar vizibile ale Pleiadelor sunt, de asemenea, în jurul valorii de a 4-a magnitudine, stelele de magnitudinea a cincea sunt încă vizibile cu ochiul liber; Magnitudinea a șasea conține stele care abia sunt vizibile pentru o vedere bună.

Astronomii moderni, luând în considerare in termeni generali sistem care le-a ajuns din antichitate, ei au încercat să-i dea o mai mare certitudine. Investigații atente au arătat că cantitatea reală de lumină corespunzătoare diferitelor mărimi variază de la o magnitudine la alta aproape exponențial; această concluzie este de acord cu binecunoscuta lege psihologică că o senzație se modifică într-o progresie aritmetică dacă cauza care o produce se modifică într-o progresie geometrică.

Se constată că o stea medie de magnitudinea a 5-a dă de 2 până la 3 ori mai multă lumină decât o stea de magnitudinea a 6-a medie, o stea de magnitudinea a 4-a dă de 2 până la 3 ori mai multă lumină decât o stea de magnitudinea a 5-a etc., până la a 2-a valoare. Pentru prima cantitate, diferența este atât de mare încât cu greu este posibil să se indice vreun raport mediu. Sirius, de exemplu, este de 6 ori mai strălucitor decât Altair, care este de obicei considerată o stea tipică de prima magnitudine. Pentru a da acuratețe estimărilor lor, astronomii moderni au încercat să reducă diferențele dintre diferite cantități la aceeași măsură, și anume, au acceptat că raportul dintre luminozitatea stelelor din două clase succesive este de două și jumătate.

Dacă metoda de împărțire a stelelor vizibile în doar 6 mărimi separate ar fi adoptată fără nicio modificare, atunci am întâmpina dificultatea că ar trebui să includem stele cu luminozitate foarte diferite în aceeași clasă. În aceeași clasă, ar exista stele care sunt de două ori mai strălucitoare una ca alta. Prin urmare, pentru a da acuratețe rezultatelor, a fost necesar să se ia în considerare clasa, mărimea stelelor, ca o cantitate care se modifică continuu - să se introducă zecimi și chiar sutimi de mărime. Deci, avem stele de magnitudini 5,0, 5,1, 5,2 etc., sau chiar putem împărți și mai mici și vorbim despre stele cu magnitudini 5,11, 5,12 etc.

Măsurarea mărimii

Din păcate, nu se cunoaște încă o altă modalitate de a determina cantitatea de lumină primită de la o stea, în afară de a judeca după efectul acesteia asupra ochiului. Două stele sunt considerate egale atunci când ochiului par a fi de luminozitate egală. În aceste circumstanțe, judecata noastră este foarte nesigură. Prin urmare, observatorii au încercat să ofere mai multă acuratețe folosind fotometre - instrumente pentru măsurarea cantității de lumină. Dar chiar și cu aceste instrumente, observatorul trebuie să se bazeze pe estimarea ochiului a egalității luminozității. Lumina unei stele crește sau scade într-o anumită proporție până atunci. până când ochilor noștri pare egală cu lumina altei stele; iar aceasta din urmă poate fi și o stea artificială, obținută prin intermediul flăcării unei lumânări sau a unei lămpi. Gradul de creștere sau scădere va determina diferența de mărime dintre cele două stele.

Când încercăm să stabilim o bază solidă pentru măsurarea luminozității unei stele, ajungem la concluzia că această sarcină este destul de dificilă. În primul rând, nu toate razele care vin de la o stea sunt percepute de noi ca lumină. Dar toate razele, vizibile și invizibile, sunt absorbite de suprafața neagră și își exprimă efectul în încălzirea acesteia. Prin urmare, cel mai mult Cel mai bun mod a măsura radiația unei stele constă în estimarea căldurii pe care aceasta o trimite, deoarece aceasta reflectă procesele care au loc pe stele mai precis decât poate face ea. lumina vizibila. Din pacate, efect termic razele stelei sunt atât de mici încât nu pot fi măsurate nici cu instrumente moderne. Deocamdată, trebuie să renunțăm la speranța de a determina strălucirea totală a unei stele și să ne limităm doar la acea parte a acesteia care se numește lumină.

Prin urmare, dacă urmărim precizia, trebuie să spunem că lumina, așa cum o înțelegem, poate fi măsurată, în esență, numai prin acțiunea sa asupra nervului optic și nu există altă modalitate de a-și măsura efectul decât prin ochi. . Toate fotometrele care servesc la măsurarea luminii stelelor sunt construite în așa fel încât să permită creșterea sau scăderea luminii unei stele și echivalarea vizuală cu lumina altei stele sau altei surse și să o evalueze numai în acest fel .

Magnitudinea si spectrul

Dificultatea de a obține rezultate precise este sporită de faptul că stelele diferă prin culoarea lor. Cu o precizie mult mai mare ne putem convinge de egalitatea a doua surse de lumina atunci cand au aceeasi nuanta de culoare decat atunci cand culorile lor sunt diferite. O altă sursă de incertitudine provine din ceea ce se numește fenomenul Purkinje, după numele celui care l-a descris primul. El a constatat că dacă avem două surse de lumină de aceeași luminozitate, dar una este roșie și cealaltă verde, atunci cu o creștere sau scădere în aceeași proporție, aceste surse nu vor mai părea la fel ca luminozitate. Cu alte cuvinte, axioma matematică care înjumătăţeşte sau sferturi valori egale sunt de asemenea egale între ele, inaplicabile acțiunii luminii asupra ochiului. Pe măsură ce luminozitatea scade, pata verde începe să pară mai strălucitoare decât roșul. Dacă creștem luminozitatea ambelor surse, atunci roșul începe să apară mai strălucitor decât verdele. Cu alte cuvinte, razele roșii pentru vederea noastră sunt îmbunătățite și atenuate mai rapid decât razele verzi, cu aceeași modificare a luminozității reale.

De asemenea, s-a constatat că această lege a modificării luminozității aparente nu se aplică în mod consecvent tuturor culorilor spectrului. Este adevărat că atunci când trecem de la capătul roșu la cel violet al spectrului, galben se estompează mai puțin rapid decât roșu pentru o anumită scădere a luminozității, iar verdele chiar mai lent decât galbenul. Dar dacă trecem de la verde la albastru, atunci putem deja spune că acesta din urmă nu dispare la fel de repede ca verdele. Evident, din toate acestea rezultă că două stele de culori diferite, care apar la fel de strălucitoare cu ochiul liber, nu vor mai apărea egale într-un telescop. Stelele roșii sau galbene apar comparativ mai strălucitoare într-un telescop, stelele verzi și albăstrui apar comparativ mai strălucitoare cu ochiul liber.

Astfel, putem concluziona că, în ciuda îmbunătățirii semnificative a instrumentelor de măsură, a dezvoltării microelectronicii și a computerelor, observațiile vizuale joacă încă cel mai important rol în astronomie, iar acest rol este puțin probabil să scadă în viitorul apropiat.

Vă prezentăm atenției mai mulți termeni cu care cunoștințele dvs. de astronomie vor deveni mai profunde.

Amploarea aparentă

Numărul de stele de pe cerul nopții disponibile cu ochiul liber nu este atât de mare pe cât pare. Dacă aveți o acuitate vizuală bună și ieșiți din oraș, departe de iluminatul stradal, atunci aproximativ 6000 de stele vor fi disponibile pentru observare. În același timp, jumătate dintre ele vor fi întotdeauna ascunse de observator dincolo de orizont. Dar chiar și această sumă este suficientă pentru a observa modul în care stelele diferă în luminozitatea lor. Savanții antici au observat și ei acest lucru. Matematicianul și astronomul grec antic Hiparh, care a trăit în secolul al II-lea î.Hr., a împărțit toate stelele pe care le-a observat în șase mărimi. Cel mai strălucitor l-a atribuit primei mărimi, cel mai slab - a șasea. În general, acest principiu este folosit și astăzi. Dar astăzi, posibilitățile astronomiei ne permit să observăm nenumărate stele, dintre care majoritatea sunt atât de slabe încât este imposibil să le observăm cu ochiul liber. Și însuși conceptul de magnitudine este folosit nu numai pentru stelele îndepărtate, ci și pentru alte obiecte - Soarele, Luna, sateliți artificiali, planete și așa mai departe. Prin urmare, se crede că magnitudinea stelară este adimensională caracteristica numerica luminozitatea obiectului.

După cum reiese din cele de mai sus, mărimea aparentă a celor mai strălucitoare obiecte va fi negativă. Spre comparație, magnitudinea Soarelui este de -26,7, iar magnitudinea celei mai apropiate stele de steaua noastră, dar nu este vizibilă cu ochiul liber, steaua Proxima Centauri este de +11,1. Magnitudinea maximă a lui Marte este? 2,91. Satelitul Mayak, care a fost creat și este planificat să fie trimis pe orbită de tinerii oameni de știință ruși, ar trebui să aibă o magnitudine de cel mult 10, așa cum era planificat. Și dacă totul merge bine, pentru o vreme va deveni cel mai strălucitor obiect de pe cerul nopții, cu excepția cazului în care, desigur, numarați Luna în luna plină (? 12.74).

Mărimea absolută

Deneb este una dintre cele mai mari stele cunoscute de știință, cu o magnitudine de +1,25. Diametrul său este aproximativ egal cu diametrul orbitei Pământului și mai mult decât diametrul Soarelui de 110 ori. Distanța până la acest gigant este de 1.640 de ani lumină. Deși oamenii de știință încă se ceartă pe această problemă, este deja foarte departe. Majoritatea stelelor aflate la această distanță pot fi văzute doar printr-un telescop. Dacă am fi mai aproape de această stea, atunci luminozitatea lui Deneb pe cer ar fi mult mai mare. Astfel, magnitudinea aparentă a stelelor depinde atât de luminozitatea obiectului, cât și de distanța până la acesta. Pentru a putea compara luminozitatea diferitelor stele între ele, utilizați magnitudinea absolută. Pentru stele, este definită ca mărimea aparentă a unui obiect dacă acesta ar fi situat la o distanță de 10 parsecs de observator. Dacă se știe distanța până la stea, atunci magnitudinea absolută este ușor de calculat.

Magnitudinea stelară absolută a Soarelui este de +4,8 (vizibil, reamintim, ?26,7). Sirius, cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții, are o magnitudine aparentă de ?1,46, dar o magnitudine absolută de doar +1,4. Ceea ce, însă, nu este surprinzător, pentru că diamantul cerului nopții (cum este numită această stea) este aproape de noi: la o distanță de doar 8,6 ani lumină. Dar magnitudinea absolută a Deneb-ului deja menționat este de 6,95.

Paralaxă

Te-ai întrebat vreodată cum determină oamenii de știință distanța până la o stea? La urma urmei, această distanță nu poate fi măsurată cu un telemetru laser. De fapt, totul este simplu. Pe parcursul anului, poziția unei stele pe cer se modifică din cauza revoluției Pământului pe orbita sa în jurul Soarelui. Această schimbare se numește paralaxa anuală a stelei. Cu cât o stea este mai aproape de noi, cu atât este mai mare deplasarea ei pe fundalul stelelor aflate mai departe. Dar chiar și pentru cele mai apropiate stele, o astfel de schimbare este extrem de mică. Imposibilitatea detectării paralaxei în stele a fost cândva unul dintre argumentele împotriva sistem heliocentric pace. Acest lucru a fost posibil abia în secolul al XIX-lea. În prezent, telescoape spațiale speciale sunt puse pe orbită pentru a măsura paralaxele și, prin urmare, distanțele până la stele. Telescopul Hipparcos al Agenției Spațiale Europene (numit după același Hipparcos care a clasificat stelele după luminozitate) a măsurat paralaxele a peste 100.000 de stele. În decembrie 2013, succesorul său Gaia a fost lansat pe orbită.

Deplasarea paralactică a stelelor din apropiere pe fundalul celor îndepărtate

De fapt, paralaxa (și acesta nu este doar un concept astronomic) este o schimbare a poziției aparente a unui obiect față de un fundal îndepărtat (în cazul nostru, stele mai îndepărtate) în funcție de poziția observatorului. Este folosit și în geodezie. Semnificativ pentru fotografie. Paralaxa este măsurată în secunde de arc (secunde de arc).

An lumină

Măsurarea distanțelor în spațiul cosmic în kilometri nu este deloc convenabilă. De exemplu, distanța până la cea mai apropiată stea a noastră, Proxima Centauri? 4,01?1013 kilometri (40,1 trilioane de kilometri). Este destul de greu de imaginat această distanță. Dar dacă măsori această distanță în ani lumină, o unitate de lungime egală cu distanța parcursă de lumină într-un an, obții 4,2 ani lumină. Lumina de la această pitică roșie durează aproximativ 4 ani și 3 luni să ajungă la noi. Totul este simplu.

Parsec

Dar cu o altă unitate de lungime folosită în astronomie, nu totul este atât de simplu. Distanța până la steaua Proxima Centauri, măsurată în parsecs, este de 1,3 unități. Cuvântul „parsec” în sine este format din cuvintele „paralaxă” și „secunda” (adică o secundă arc egală cu 1/3600 de grad, amintiți-vă raportorul școlar). Aceeași paralaxă, datorită căreia putem măsura distanța până la stele. Parsec (notat cu „pc”)? aceasta este distanța de la care un segment lung de o unitate astronomică (raza orbitei pământului), perpendicular pe linia de vedere, este vizibil la un unghi de o secundă de arc.

brațul galactic

Calea noastră Lactee are o lungime de 100.000 de ani lumină. Aparține unuia dintre principalele tipuri de galaxii. Calea Lactee este o galaxie spirală barată. Toate stelele pe care le vedem pe cer cu ochiul liber sunt în Galaxia noastră. În total, Calea Lactee conține, conform diverselor estimări, de la 200 la 400 de miliarde de stele. Cum să navighezi și să afli unde se află Soarele dintre aceste miliarde de stele?

Calea Lactee este o galaxie spirală și are brațe galactice spiralate situate în planul discului. Brațul galactic este un element structural al unei galaxii spirale. Cantitatea principală de stele, praf și gaz este conținută în brațele galactice.

brațe galactice Calea lactee

Există mai multe astfel de brațe, dar principalele sunt brațul Săgetător, brațul Cygnus, brațul Perseus, brațul Centaurus și brațul Orion. Ei au primit astfel de nume sub numele constelațiilor în care se poate observa principala gamă de arme. Brațul Orion este mic în comparație cu celelalte. Uneori este numit chiar Pintenul lui Orion. Lungimea sa este de numai aproximativ 11.000 de ani lumină. Dar pentru noi, acest braț se remarcă prin faptul că în el se află Soarele și mica Planetă Albastră care se învârte în jurul lui și este casa noastră.

Apocentrul și periapsis

Majoritatea orbitelor cunoscute ale sateliților artificiali și ale corpurilor cerești sunt eliptice. Și pentru orice orbită eliptică, puteți specifica întotdeauna punctul cel mai apropiat de corpul central și cel mai îndepărtat de acesta. Cel mai apropiat punct se numește pericentru, iar punctul cel mai îndepărtat se numește apocentru.

Apocentrul (dreapta) și periapsis (stânga)

Dar, de regulă, în locul cuvântului „centru”, după „peri-” sau „apo-”, ele înlocuiesc numele corpului în jurul căruia are loc mișcarea. Deci, pentru orbitele sateliților artificiali ai Pământului (Gaia - în greacă veche) și orbitele Lunii, se folosesc termenii apogeu și perigeu. Pentru orbita circumlunară (Luna - Selena) se folosesc uneori apopulații și periselenii. Cel mai apropiat punct de Soare (Helios) este punctul de pe orbita planetei noastre sau a altuia corp ceresc Sistemul solar - periheliu, departe - afeliu sau apoheliu. Pentru orbite în jurul altor stele (astron - stea) - periastron și apoaster.

unitate astronomică

Periheliul orbitei planetei noastre (cel mai apropiat punct al orbitei de Soare) este de 147.098.290 km (0,983 unități astronomice), afeliul este de 152.098.232 km (1.017 unități astronomice). Dar dacă luăm distanța medie de la Pământ la Soare, atunci obținem o unitate de măsură convenabilă în spațiu. Pentru acele distanțe în care este deja incomod să măsori în kilometri, iar în ani lumină și parsec este încă incomod. O astfel de unitate de măsură se numește „unitate astronomică” (denumită „AU”) și este folosită pentru a determina distanțele dintre obiectele din sistemul solar, sistemele extrasolare și, de asemenea, între componentele stelelor binare. După mai multe clarificări, unitatea astronomică este recunoscută ca fiind egală cu 149597870,7 kilometri.

Astfel, Pământul este îndepărtat de Soare la o distanță de 1 UA. e., Neptun, planeta cea mai îndepărtată de Soare, la o distanță de aproximativ 30 UA. e. Distanța de la Soare la planeta cea mai apropiată de acesta - Mercur - este de numai 0,39 UA. e. Și în momentul următoarei mari confruntări dintre Marte și Pământ, 27 iulie 2018, distanța dintre planete va fi redusă la 0,386 UA. e.

limita Roche

Nimic nu este permanent în spațiu. Este nevoie doar de milioane de ani pentru a schimba ordinea cu care suntem obișnuiți. Deci, dacă un anumit observator observă Marte în câteva milioane de ani, atunci s-ar putea să nu găsească unul sau chiar doi dintre sateliții săi în el. După cum știți, cel mai mare dintre sateliții planetei roșii - Phobos - se apropie de ea cu 1,8 metri pe secol. Phobos se mișcă la o distanță de numai aproximativ 9.000 km de Marte. Spre comparație, orbitele sateliților de navigație sunt la o altitudine de 19.400–23.222 km, orbita geostaționară este de 35.786 km, iar Luna, satelitul natural al planetei noastre, se află la o distanță de 385.000 km de Pământ.

Vor mai trece încă 10-11 milioane de ani, iar Phobos își va depăși limita Roche, în urma căreia se va prăbuși. Limita Roche, numită după Eduard Roche, care a calculat primul astfel de limite pentru unii sateliți, este distanța de la o planetă (stea) la satelitul său, lângă care satelitul este distrus de forțele mareelor. După cum a fost stabilit, forța de atracție a planetei este compensată de forța centrifugă doar în centrul de masă al satelitului. În alte puncte ale satelitului, nu există o astfel de egalitate de forțe, care este motivul formării forțelor de maree. Ca urmare a acțiunii forțelor de maree, satelitul capătă mai întâi o formă elipsoidală, iar când trece de limita Roche, este sfâșiat de acestea. Dar orbita altui satelit al planetei roșii - Deimos (înălțimea orbitală de aproximativ 23.500 km) - de fiecare dată din ce în ce mai departe. Mai devreme sau mai târziu, el va depăși gravitația lui Marte și va pleca într-o călătorie independentă sistem solar.

Laniakea

Poți spune unde în univers se află planeta noastră? Desigur, planeta Pământ se află în sistemul solar, care, la rândul său, se află în Brațul Orion - un mic braț galactic al Căii Lactee. Ei bine, ce urmează? Galaxia noastră, cea mai apropiată galaxie Andromeda, galaxia Triangulum și peste 50 de galaxii sunt incluse în așa-numitul Grup Local de galaxii, care este o componentă a superclusterului Fecioarei.

Laniakea și Calea Lactee

Și acum superclusterul Fecioarei, numit și superclusterul local de galaxii, superclusterele Hydra-Centaurus și Peacock-Indian, precum și superclusterul sudic formează un supercluster de galaxii numit Laniakea. Conține aproximativ 100.000 de galaxii. Diametrul Laniakea este de 500 de milioane de ani lumină. Pentru comparație, diametrul galaxiei noastre este de doar 100.000 de ani lumină. Tradus din limba hawaiană, Laniakea înseamnă „cer vast”. Ceea ce, în ansamblu, reflectă cu exactitate faptul că în viitorul apropiat este puțin probabil să reușim să zburăm până la marginea acestor „ceruri”.

Laniakea și superclusterul vecin de galaxii Perseus-Pești

Chiar și oamenii departe de astronomie știu că stelele au o strălucire diferită. Cele mai strălucitoare stele sunt ușor vizibile pe cerul urban supraexpus, în timp ce cele mai slabe stele sunt abia vizibile în condiții ideale de vizualizare.

Pentru a caracteriza luminozitatea stelelor și a altor corpuri cerești (de exemplu, planete, meteoriți, Soarele și Luna), oamenii de știință au dezvoltat o scară de magnitudini stelare.

Amploarea aparentă(m; adesea denumit pur și simplu „magnitudine”) indică fluxul de radiație în apropierea observatorului, adică luminozitatea observată a unei surse cerești, care depinde nu numai de puterea reală de radiație a obiectului, ci și de distanța până la acesta. .

Aceasta este o mărime astronomică adimensională care caracterizează iluminarea creată de un obiect ceresc în apropierea observatorului.

iluminare- cantitatea de lumină, egală cu raportul dintre fluxul luminos incident pe o suprafață mică și aria acesteia.
Unitatea de măsură pentru iluminare în sistem international unități (SI) este lux (1 lux = 1 lumen pe metru pătrat), în CGS (centimetru-gram-secundă) - phot (o fotografie este egală cu 10.000 lux).

Iluminarea este direct proporțională cu intensitatea luminii sursei de lumină. Pe măsură ce sursa se îndepărtează de suprafața iluminată, iluminarea ei scade invers proporțional cu pătratul distanței (legea inversă a pătratului).

Mărimea stelare vizibilă subiectiv este percepută ca strălucire (pentru sursele punctuale) sau luminozitate (pentru cele extinse).

În acest caz, luminozitatea unei surse este indicată prin compararea acesteia cu luminozitatea alteia, luată ca standard. Astfel de standarde sunt de obicei stele nevariabile special selectate.

Mărimea a fost introdusă mai întâi ca un indicator al luminozității aparente a stelelor în domeniul optic, dar mai târziu a fost extinsă la alte domenii de radiație: infraroșu, ultraviolete.

Astfel, magnitudinea stelară aparentă m sau strălucirea este o măsură a iluminării E creată de o sursă pe o suprafață perpendiculară pe razele sale la locul de observație.

Din punct de vedere istoric, totul a început cu peste 2000 de ani în urmă, când astronomul și matematicianul grec antic Hipparchus(sec. II î.Hr.) a împărțit stelele vizibile ochiului în 6 mărimi.

cu cel mai mult stele strălucitoare Hipparchus a atribuit prima magnitudine, iar cu cel mai slab, ochiul abia vizibil, al șaselea, și a distribuit uniform restul între mărimile intermediare. Mai mult, Hiparh a făcut împărțirea în mărimi în așa fel încât stelele de magnitudinea 1 să pară la fel de mai strălucitoare decât stelele de magnitudinea a 2-a pe cât par mai strălucitoare decât stelele de magnitudinea a 3-a etc. Adică de la gradație la gradație , luminozitatea stelelor s-a schimbat cu una și aceeași dimensiune.

După cum sa dovedit mai târziu, conexiunea unei astfel de scale cu real mărimi fizice logaritmică, deoarece o modificare a luminozității de același număr de ori este percepută de ochi ca o modificare în aceeași cantitate - Legea psihofiziologică empirică Weber-Fechner, conform căreia intensitatea senzației este direct proporțională cu logaritmul intensității stimulului.

Acest lucru se datorează particularităților percepției umane, de exemplu, dacă 1, 2, 4, 8, 16 becuri identice sunt aprinse succesiv într-un candelabru, atunci ni se pare că iluminarea în cameră crește constant cu aceeași cantitate. . Adică numărul de becuri de aprins ar trebui să crească de același număr de ori (în exemplu, de două ori) astfel încât să ni se pară că creșterea luminozității este constantă.

Dependența logaritmică a forței senzației E de intensitatea fizică a stimulului P este exprimată prin formula:

E = k log P + a, (1)

unde k și a sunt niște constante determinate de un sistem senzorial dat.

La mijlocul secolului al XIX-lea Astronomul englez Norman Pogson a oficializat scara mărimilor stelare, care a ținut cont de legea psihofiziologică a vederii.

Bazat pe rezultate reale observații, el a postulat că

O STEA DE PRIMA MAGNITUDINE ESTE EXACT DE 100 DE ORI MAI LUMINĂ DECÂT O STEA DE A ȘASEA VALOARE.

În acest caz, în conformitate cu expresia (1), mărimea aparentă a stelelor este determinată de egalitatea:

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

2,5 - coeficientul Pogson, semnul minus - tribut traditie istorica(stelele mai luminoase au o magnitudine mai mică, inclusiv negativă);
a este punctul zero al scalei mărimilor stelare, stabilit printr-un acord internațional legat de alegerea punctului de bază al scării de măsurare.

Dacă E 1 și E 2 corespund mărimilor stelare m 1 și m 2, atunci din (2) rezultă că:

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

O scădere a mărimii cu un m1 - m2 = 1 duce la o creștere a iluminării E de aproximativ 2,512 ori. Când m 1 - m 2 = 5, care corespunde intervalului de la magnitudinea 1 la a 6-a, modificarea iluminării va fi E 2 /E 1 =100.

Formula lui Pogson în forma sa clasică stabilește o relație între mărimile stelelor aparente:

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

Această formulă vă permite să determinați diferența în mărimile stelare, dar nu și mărimile în sine.

Pentru a-l folosi pentru a construi scară absolută, este necesar să setați zero puncte este luminozitatea corespunzătoare magnitudinii zero (0 m). Mai întâi, luminozitatea lui Vega a fost luată ca 0 m. Apoi punctul nul a fost redefinit, dar pentru observații vizuale, Vega poate servi în continuare ca standard de magnitudine stelară aparentă zero (conform cu sistem modern, în banda V a sistemului UBV, luminozitatea sa este de +0,03 m, care nu se poate distinge de zero cu ochiul).

De obicei, totuși, punctul zero al scării amplitudinilor stelare este luat în mod convențional din totalitatea stelelor, a căror fotometrie atentă a fost efectuată prin diferite metode.

De asemenea, pentru 0 m, se ia o iluminare bine definită, egală cu valoarea energetică E \u003d 2,48 * 10 -8 W / m². De fapt, este iluminarea pe care astronomii o determină în timpul observațiilor și abia atunci este tradusă în mod special în magnitudini stelare.

Ei fac acest lucru nu numai pentru că „este mai familiar”, ci și pentru că amploarea sa dovedit a fi un concept foarte convenabil.

magnitudinea sa dovedit a fi un concept foarte convenabil

Măsurarea iluminării în wați pe metru pătrat este extrem de greoaie: pentru Soare, valoarea este mare, iar pentru stelele telescopice slabe, este foarte mică. În același timp, este mult mai ușor să operați cu magnitudini, deoarece scara logaritmică este extrem de convenabilă pentru afișarea unor game foarte mari de valori ale mărimii.

Formalizarea pogsoniană a devenit ulterior metoda standard de estimare a mărimilor.

Adevărat, scara modernă nu se mai limitează la șase mărimi sau doar la lumină vizibilă. Obiectele foarte luminoase pot avea o magnitudine negativă. De exemplu, Sirius, cea mai strălucitoare stea sfera celestiala, are magnitudinea minus 1,47 m . Scara modernă vă permite, de asemenea, să obțineți valoarea pentru Lună și Soare: luna plină are o magnitudine de -12,6 m, iar Soarele -26,8 m. Telescopul orbital Hubble poate observa obiecte a căror luminozitate este de până la aproximativ 31,5 m.

scara de magnitudine
(scala este inversată: valorile mai mici corespund obiectelor mai luminoase)

Magnitudinele stelare aparente ale unor corpuri cerești

Soare: -26.73
Luna (luna plina): -12,74
Venus (la luminozitate maximă): -4,67
Jupiter (la luminozitate maximă): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber: aproximativ 6,0
Soarele de la 100 de ani lumină distanță: 7.30
Proxima Centauri: 11.05
Cel mai strălucitor quasar: 12,9
Cele mai slabe obiecte fotografiate de telescopul spațial Hubble: 31,5

Strălucirea, mai precis, strălucirea stelelor, măsoară astronomii magnitudini. Termen nu prea original, introdus în secolul al II-lea î.Hr. de astronomul grec Hiparh.

Hipparchus a împărțit stelele după strălucire în șase grade, în șase magnitudini, numind stelele cele mai strălucitoare stele de prima magnitudine, iar pe cele mai slabe, abia vizibile pentru ochi, atribuite celei de-a șasea magnitudini. Stelele cu luminozitate intermediară au fost distribuite în funcție de magnitudine subiectiv, „după ochi”, astfel încât „pașii” de magnitudine erau aproximativ aceleași.

Mai târziu s-a dovedit că „pașii” uniformi subiectiv de la o magnitudine la alta corespunde unei creșteri exponențiale a luminozității fizice (fluxul luminos). Cu alte cuvinte, strălucirea vizibilă crește pe pas și luminozitatea fizică - în repetat. Aceasta este proprietatea oricăror senzații fiziologice, ele se supun legii logaritmice: intensitatea senzaţiei este proporţională cu logaritmul intensităţii stimulului.

Se acceptă că o diferență de 5 unități stele (notate cu 5 m) corespunde unei schimbări de o sută de ori a fluxului luminos. În consecință, o magnitudine este o modificare a fluxului luminos de aproximativ două ori și jumătate. Steaua Vega a fost aleasă pentru magnitudine zero, dar cele mai strălucitoare stele nu se potriveau pe scară și au o magnitudine negativă, acestea sunt Sirius, Canopus, Alpha Centauri și Arcturus.

Cu cât este mai mare magnitudinea, adică cu cât stelele sunt mai slabe, cu atât sunt mai multe. O analiză a Catalogului stelelor strălucitoare, care include toate stelele mai strălucitoare de 6,5 m, dă o dependență bună: cu o creștere cu o magnitudine, numărul de stele crește de 3 ori. Rețineți că dependența exponențială apare și aici! Multe procese din natură sunt descrise de o exponențială.

Pentru a vedea această relație exponențială, este convenabil să folosiți grafice cu o scară logaritmică, ceea ce fac în a doua figură. Acolo sunt adăugate și vedetele catalogului Almagest al lui Ptolemeu (secolul al II-lea d.Hr.), cel mai vechi catalog supraviețuitor și catalogul lui Ugulbek. În ele, mărimile stelare sunt determinate prin metoda hipparhilor „cu ochi”; cu toate acestea, este clar că acestea, în general, corespund celor moderne. Excesul de stele de magnitudine 3 și 4 se explică printr-o supraestimare a luminozității stelelor slabe. În plus, se vede clar că astronomii antici au omis un număr mare de stele cele mai slabe de 5 și 6 magnitudini.

Descriere

×

Descrierea tabelului

Masa include numărul de stele mai strălucitoare decât o anumită magnitudine.

Magnitudine Mărimea supremă. Catalog Star Bright Număr de stele mai strălucitoare decât magnitudinea specificată din Catalogul Bright Star . Almagest Numărul de stele mai strălucitoare decât magnitudinea specificată din catalogul Almagest. Ulugbek Numărul de stele mai strălucitoare decât magnitudinea specificată din catalogul lui Ulugbek.

Primul grafic arată dependența numărului de stele mai strălucitoare decât magnitudinea de magnitudine.

Al doilea grafic arată dependența numărului de stele mai strălucitoare decât magnitudinea de magnitudine la scară lagoritmică pentru diferite cataloage.

Dacă ridici capul într-o noapte senină, fără nori, poți vedea multe stele. Atât de multe încât pare imposibil de numărat deloc. Se dovedește că corpurile cerești, vizibil pentru ochi, sunt încă numărate. Există aproximativ 6 mii dintre ele. Acesta este numărul total atât pentru nordul cât și emisferele sudice planeta noastră. În mod ideal, tu și cu mine, fiind, de exemplu, în emisfera nordică, ar fi trebuit să vedem aproximativ jumătate din numărul total, și anume undeva în jur de 3 mii de stele.

Nenumărate stele de iarnă

Din păcate, este aproape imposibil să luăm în considerare toate stelele disponibile, deoarece acest lucru va necesita condiții cu o atmosferă perfect transparentă și absența completă a oricăror surse de lumină. Chiar dacă te afli într-un câmp deschis, departe de lumina orașului, într-o noapte adâncă de iarnă. De ce iarna? Da, pentru că nopțile de vară sunt mult mai luminoase! Acest lucru se datorează faptului că soarele nu apune mult sub orizont. Dar chiar și în acest caz, nu vor fi disponibile pentru ochiul nostru mai mult de 2,5-3 mii de stele. De ce asa?

Chestia este că pupila ochiului uman, dacă este prezentată ca o colecție a unei anumite cantități de lumină din diferite surse. În cazul nostru, sursele de lumină sunt stele. Câte le vom vedea direct depinde de diametrul lentilei dispozitivului optic. Desigur, lentila de sticlă a binoclului sau a telescopului are un diametru mai mare decât pupilei ochiului. Prin urmare, va colecta mai multă lumină. Drept urmare, cu ajutorul instrumentelor astronomice, puteți vedea un număr mult mai mare de stele.

Cer înstelat prin ochii lui Hiparh

Desigur, ați observat că stelele diferă în luminozitate sau, după cum spun astronomii, în strălucire aparentă. În trecutul îndepărtat, oamenii au acordat atenție acestui lucru. Vechiul astronom grec Hipparchus a împărțit toate corpurile cerești vizibile în magnitudini stelare care au clase a VI-a. Cel mai strălucitor dintre ei i-a „câștigat” I, iar pe cei mai inexpresivi le-a descris drept stele de categoria VI. Restul au fost împărțiți în clase intermediare.

Ulterior, s-a dovedit că diferitele mărimi stelare au un fel de relație algoritmică între ele. Iar distorsiunea luminozității într-un număr egal de ori este percepută de ochiul nostru ca o îndepărtare la aceeași distanță. Astfel, a devenit cunoscut faptul că strălucirea unei stele de categoria I este mai strălucitoare decât cea a II de aproximativ 2,5 ori.

De același număr de ori o stea de clasa a II-a este mai strălucitoare decât III, iar un corp ceresc III, respectiv, este IV. Ca urmare, diferența dintre strălucirea stelelor de magnitudine I și VI diferă de 100 de ori. Astfel, corpurile cerești din categoria a VII-a sunt dincolo de pragul viziunii umane. Este important de știut că magnitudinea nu este de dimensiunea unei stele, ci de strălucirea ei aparentă.

Ce este magnitudinea stelară absolută?

Mărimile stelelor nu sunt doar vizibile, ci și absolute. Acest termen este folosit atunci când este necesar să se compare două stele între ele prin luminozitatea lor. Pentru a face acest lucru, fiecare stea este raportată la o distanță standard convențională de 10 parsecs. Cu alte cuvinte, aceasta este mărimea unui obiect stelar pe care ar avea-o dacă s-ar afla la o distanță de 10 PC-uri de observator.

De exemplu, magnitudinea soarelui nostru este -26,7. Dar de la o distanță de 10 PC-uri, steaua noastră ar fi un obiect de magnitudinea a cincea abia vizibil pentru ochi. Rezultă din aceasta: cu cât luminozitatea unui obiect ceresc este mai mare sau, după cum se spune, energia pe care o radiază o stea pe unitatea de timp, cu atât este mai probabil ca mărimea absolută a obiectului să ia o valoare negativă. Și invers: cu cât luminozitatea este mai mică, cu atât valorile pozitive ale obiectului vor fi mai mari.

Cele mai strălucitoare stele

Toate stelele au o strălucire aparentă diferită. Unele sunt puțin mai strălucitoare decât prima magnitudine, cele din urmă sunt mult mai slabe. Având în vedere acest lucru, au fost introduse valori fracționale. De exemplu, dacă magnitudinea stelară aparentă în strălucirea sa este undeva între categoriile I și II, atunci este considerată a fi o stea de clasa 1,5. Există și stele cu magnitudini 2,3...4,7...etc. De exemplu, Procyon, care face parte din constelația ecuatorială Canis Minor, este cel mai bine văzută în toată Rusia în ianuarie sau februarie. Strălucirea sa aparentă este de 0,4.

Este de remarcat faptul că magnitudinea I este un multiplu de 0. Numai o stea îi corespunde aproape exact - aceasta este Vega, cea mai strălucitoare stea din luminozitatea sa este de aproximativ 0,03 magnitudine. Cu toate acestea, există corpuri de iluminat care sunt mai strălucitoare decât aceasta, dar amploarea lor este caracter negativ. De exemplu, Sirius, care poate fi observat în două emisfere simultan. Luminozitatea sa este de -1,5 magnitudine.

Magnitudinele stelare negative sunt atribuite nu numai stelelor, ci și altor obiecte cerești: Soarele, Luna, unele planete, comete și stații spațiale. Cu toate acestea, există stele care își pot schimba luminozitatea. Printre ele se numără multe stele pulsatoare cu amplitudini variabile de luminozitate, dar există și acelea în care se pot observa simultan mai multe pulsații.

Măsurarea mărimilor stelare

În astronomie, aproape toate distanțele sunt măsurate pe scara de mărime geometrică. Metoda de măsurare fotometrică este utilizată pentru distanțe lungi și, de asemenea, dacă trebuie să comparați luminozitatea unui obiect cu luminozitatea aparentă a acestuia. Practic, distanța până la cele mai apropiate stele este determinată de paralaxa lor anuală - semiaxa majoră a elipsei. Sateliții spațiali lansați în viitor vor crește acuratețea vizuală a imaginilor de cel puțin câteva ori. Din păcate, alte metode sunt încă folosite pentru distanțe mai mari de 50-100 de computere.