Kjo varet nga dy gjëra: shkëlqimi i tyre aktual, ose sasia e dritës që lëshojnë, dhe largësia e tyre nga ne. Nëse të gjithë yjet do të kishin të njëjtin shkëlqim, ne mund të përcaktonim distancën e tyre relative thjesht duke matur sasinë relative të dritës së marrë prej tyre. Sasia e dritës ndryshon në mënyrë të kundërt me katrorin e distancës. Kjo mund të shihet në figurën shoqëruese, ku S përfaqëson pozicionin e yllit si pikë drite, dhe A dhe BVBB përfaqësojnë ekrane të vendosura në mënyrë që secili prej tyre të marrë të njëjtën sasi drite nga ylli.

Nëse ekrani më i madh është dy herë më larg se ekrani A, anët e tij duhet të jenë dy herë më të gjata në mënyrë që të mund të marrë të gjithë sasinë e dritës që bie mbi A. Atëherë sipërfaqja e tij do të jetë 4 herë më e madhe se sipërfaqja e A. Nga kjo është e qartë se çdo e katërta pjesë e sipërfaqes do të marrë një të katërtën e dritës që bie mbi A. Kështu, syri ose teleskopi në B do të marrin një të katërtën e dritës nga ylli, krahasuar me syrin ose teleskopin në A, dhe ylli do të shfaqet katër herë më i zbehtë.

Në fakt, yjet nuk janë të barabartë në shkëlqimin e tyre aktual, dhe për këtë arsye madhësia e dukshme e një ylli nuk jep një tregues të saktë të distancës së tij. Ndër yjet më afër nesh, shumë janë shumë të zbehtë, shumë janë madje të padukshëm me sy të lirë, ndërsa në mesin e yjeve më të shndritshëm ka yje, largësia e të cilëve nga ju është e madhe. Një shembull i mrekullueshëm në këtë drejtim është Canolus, ylli i dytë më i ndritshëm në të gjithë qiellin.

Për këto arsye, astronomët janë të detyruar të kufizohen në rastin e parë duke përcaktuar sasinë e dritës që na dërgojnë yje të ndryshëm, ose shkëlqimin e tyre të dukshëm, pa marrë parasysh distancat e tyre apo shkëlqimin aktual. Astronomët e lashtë i ndanë të gjithë yjet që mund të shihen në 6 klasa: numri i klasës, i cili shpreh shkëlqimin e dukshëm, quhet madhësia e yllit. Më të ndriturit, që numërojnë rreth 14, quhen yje të madhësisë së parë. Më të ndriturit e radhës, rreth 50, quhen yje të madhësisë së dytë. 3 herë më shumë yje të madhësisë së tretë. Përafërsisht në të njëjtin progresion, numri i yjeve të çdo madhësie rritet në të gjashtin, i cili përmban yje në kufirin e dukshmërisë.

Yjet gjenden në të gjitha shkallët e mundshme të shkëlqimit, dhe për këtë arsye është e pamundur të vizatoni një kufi të qartë midis madhësive fqinje të yjeve. Dy vëzhgues mund të bëjnë dy vlerësime të ndryshme; njëri do ta renditë yllin në madhësinë e dytë dhe tjetri në të parën; disa yje do të klasifikohen nga një vëzhgues si magnitudë e tretë, ato që për një vëzhgues tjetër do të shfaqen si yje të madhësisë së dytë. Prandaj, është e pamundur të shpërndahen yjet midis madhësive individuale me saktësi absolute.

Çfarë është madhësia yjore

Koncepti i madhësive të yjeve mund të merret lehtësisht nga çdo vëzhgues i rastësishëm i qiejve. Në çdo mbrëmje të kthjellët, disa yje me magnitudë të parë janë të dukshëm. Shembuj të yjeve të madhësisë së dytë janë 6 yjet më të shndritshëm të Bucket (Big Dipper), Ylli Polar, yjet e ndritshëm të Cassiopeia. Të gjithë këta yje mund të shihen nën gjerësinë tonë çdo natë për një vit të tërë. Ka kaq shumë yje të madhësisë së 3-të, saqë është e vështirë të zgjedhësh shembuj për ta. Yjet më të shndritshëm në Plejada janë të kësaj madhësie. Megjithatë, ata janë të rrethuar nga 5 yje të tjerë, gjë që ndikon në vlerësimin e shkëlqimit të tyre. Në një distancë prej 15 gradë nga Ylli i Veriut është Beta Ursa Minor: është gjithmonë e dukshme dhe ndryshon nga Ylli i Veriut në një nuancë të kuqërremtë; ndodhet midis dy yjeve të tjerë, nga të cilët njëri është me magnitudë të 3-të dhe tjetri i 4-të.

Pesë yjet më të zbehta qartësisht të dukshme të Plejadave janë gjithashtu të gjithë rreth madhësisë së 4-të, yjet e magnitudës së pestë janë ende të dukshme me sy të lirë; Magnituda e 6-të përmban yje që mezi shihen për shikim të mirë.

Astronomët modernë, duke pranuar në terma të përgjithshëm sistemi që ka ardhur tek ata që nga lashtësia, ata u përpoqën t'i jepnin një siguri më të madhe. Hetimet e kujdesshme kanë treguar se sasia aktuale e dritës që korrespondon me madhësi të ndryshme ndryshon nga një madhësi në tjetrën pothuajse në mënyrë eksponenciale; Ky përfundim pajtohet me ligjin e njohur psikologjik se një ndjesi ndryshon në një progresion aritmetik nëse shkaku që e prodhon ndryshon në një progresion gjeometrik.

Është konstatuar se një yll mesatar i madhësisë së 5-të jep 2 deri në 3 herë më shumë dritë se një yll mesatar i madhësisë së 6-të, një yll me magnitudë të 4-të jep 2 deri në 3 herë më shumë dritë se një yll i madhësisë së 5-të, etj., deri në vlerën e 2-të. Për sasinë e parë, diferenca është aq e madhe sa që vështirë se është e mundur të tregohet ndonjë raport mesatar. Sirius, për shembull, është 6 herë më i ndritshëm se Altair, i cili zakonisht konsiderohet një yll tipik i magnitudës së parë. Për t'i dhënë saktësi vlerësimeve të tyre, astronomët modernë janë përpjekur të zvogëlojnë dallimet midis sasive të ndryshme në të njëjtën masë, domethënë, ata kanë pranuar që raporti i shkëlqimit të yjeve të dy klasave të njëpasnjëshme është dy e gjysmë.

Nëse metoda e ndarjes së yjeve të dukshëm në vetëm 6 madhësi të veçanta do të adoptohej pa asnjë ndryshim, atëherë do të hasnim në vështirësinë që yjet që janë shumë të ndryshëm në shkëlqim do të duhej t'i caktoheshin të njëjtës klasë. Në të njëjtën klasë, do të kishte yje që janë dy herë më të shndritshëm se njëri-tjetri. Prandaj, për të dhënë saktësinë e rezultateve, ishte e nevojshme të konsiderohej klasa, madhësia e yjeve, si një sasi që ndryshon vazhdimisht - për të futur të dhjetat dhe madje të qindtat e madhësisë. Pra, kemi yje me magnitudë 5.0, 5.1, 5.2 etj., ose mund të ndajmë edhe më të vegjël dhe të flasim për yje me madhësi 5.11, 5.12 etj.

Matja e madhësisë

Fatkeqësisht, nuk dihet ende asnjë mënyrë tjetër për të përcaktuar sasinë e dritës së marrë nga një yll, përveçse të gjykojmë nga efekti i saj në sy. Dy yje konsiderohen të barabartë kur syrit i duken me shkëlqim të barabartë. Në këto rrethana, gjykimi ynë është shumë i pabesueshëm. Prandaj, vëzhguesit u përpoqën të japin më shumë saktësi duke përdorur fotometra - instrumente për matjen e sasisë së dritës. Por edhe me këto instrumente, vëzhguesi duhet të mbështetet në vlerësimin e syrit për barazinë e shkëlqimit. Deri atëherë, drita e një ylli rritet ose zvogëlohet në një masë të caktuar. derisa në sytë tanë të duket e barabartë me dritën e një ylli tjetër; dhe ky i fundit mund të jetë gjithashtu një yll artificial, i marrë me anë të flakës së një qiri ose llambë. Shkalla e rritjes ose uljes do të përcaktojë ndryshimin në madhësinë midis dy yjeve.

Kur përpiqemi të krijojmë një bazë solide për matjen e shkëlqimit të një ylli, arrijmë në përfundimin se kjo detyrë është mjaft e vështirë. Para së gjithash, jo të gjitha rrezet që vijnë nga një yll perceptohen nga ne si dritë. Por të gjitha rrezet, të dukshme dhe të padukshme, thithen nga sipërfaqja e zezë dhe shprehin efektin e tyre në ngrohjen e saj. Prandaj, më së shumti Menyra me e mire matja e rrezatimit të një ylli konsiston në vlerësimin e nxehtësisë që ai dërgon, pasi kjo pasqyron proceset që ndodhin në yll më saktë se sa mund të bëjë. dritë e dukshme. Për fat të keq, efekt termik rrezet e yllit janë aq të vogla sa nuk mund të maten as me instrumente moderne. Për momentin, ne duhet të heqim dorë nga shpresa për të përcaktuar shkëlqimin total të një ylli dhe të kufizojmë veten vetëm në atë pjesë të tij që quhet dritë.

Prandaj, nëse synojmë saktësinë, duhet të themi se drita, siç e kuptojmë ne, në thelb mund të matet vetëm me veprimin e saj në nervin optik dhe nuk ka asnjë mënyrë tjetër për të matur efektin e saj përveç syrit. . Të gjithë fotometrat që shërbejnë për matjen e dritës së yjeve janë ndërtuar në atë mënyrë që të bëjnë të mundur rritjen ose pakësimin e dritës së një ylli dhe barazimin vizual me dritën e një ylli tjetër ose burimi tjetër dhe ta vlerësojnë atë vetëm në këtë mënyrë. .

Madhësia dhe spektri

Vështirësia për të marrë rezultate të sakta rritet nga fakti se yjet ndryshojnë në ngjyrën e tyre. Me saktësi shumë më të madhe, ne mund të bindemi për barazinë e dy burimeve të dritës kur ato kanë të njëjtën nuancë ngjyrash sesa kur ngjyrat e tyre janë të ndryshme. Një burim tjetër pasigurie vjen nga ai që quhet fenomeni Purkinje, sipas emrit të atij që e përshkroi për herë të parë. Ai zbuloi se nëse kemi dy burime drite me të njëjtin shkëlqim, por njëri është i kuq dhe tjetri është jeshil, atëherë me një rritje ose ulje në të njëjtin proporcion, këto burime nuk do të duken më të njëjta në shkëlqim. Me fjalë të tjera, aksioma matematikore që përgjysmohet ose përgjysmohet vlera të barabarta janë gjithashtu të barabarta me njëra-tjetrën, të pazbatueshme për veprimin e dritës në sy. Ndërsa ndriçimi zvogëlohet, pika e gjelbër fillon të shfaqet më e ndritshme se e kuqja. Nëse rrisim ndriçimin e të dy burimeve, atëherë e kuqja fillon të shfaqet më e ndritshme se e gjelbra. Me fjalë të tjera, rrezet e kuqe për shikimin tonë rriten dhe dobësohen më shpejt se rrezet jeshile, me të njëjtin ndryshim në shkëlqimin aktual.

Është zbuluar gjithashtu se ky ligj i ndryshimit të shkëlqimit të dukshëm nuk zbatohet vazhdimisht për të gjitha ngjyrat e spektrit. Është e vërtetë që kur kalojmë nga e kuqja në skajin vjollcë të spektrit, e verdhe zbehet më pak se e kuqja për një rënie të caktuar të shkëlqimit, dhe jeshile edhe më ngadalë se e verdha. Por nëse kalojmë nga jeshile në blu, atëherë tashmë mund të themi se kjo e fundit nuk zhduket aq shpejt sa jeshilja. Natyrisht, nga e gjithë kjo rrjedh se dy yje me ngjyra të ndryshme, të cilat duken po aq të ndritshme me sy të lirë, nuk do të duken më të barabartë në një teleskop. Yjet e kuq ose të verdhë duken relativisht më të shndritshëm në një teleskop, yjet e gjelbër dhe kaltërosh duken relativisht më të shndritshëm me sy të lirë.

Kështu, mund të konkludojmë se, megjithë përmirësimin e ndjeshëm në instrumentet matëse, zhvillimin e mikroelektronikës dhe kompjuterëve, vëzhgimet vizuale ende luajnë rolin më të rëndësishëm në astronomi dhe ky rol nuk ka gjasa të ulet në të ardhmen e parashikueshme.

Ne paraqesim në vëmendjen tuaj disa terma me të cilët njohuritë tuaja për astronominë do të thellohen.

Madhësia e dukshme

Numri i yjeve në qiellin e natës në dispozicion me sy të lirë nuk është aq i madh sa duket. Nëse keni mprehtësi të mirë vizuale dhe dilni jashtë qytetit, larg ndriçimit të rrugëve, atëherë rreth 6000 yje do të jenë në dispozicion për vëzhgim. Në të njëjtën kohë, gjysma e tyre gjithmonë do të fshihet nga vëzhguesi përtej horizontit. Por edhe kjo sasi mjafton për të vënë re se si ndryshojnë yjet në shkëlqimin e tyre. Këtë e vunë re edhe studiuesit e lashtë. Matematikani dhe astronomi i lashtë grek Hipparchus, i cili jetoi në shekullin II para Krishtit, i ndau të gjithë yjet që vëzhgoi në gjashtë madhësi. Më të ndriturin ai ia atribuoi madhësisë së parë, më të zbehtën - të gjashtës. Në përgjithësi, ky parim përdoret edhe sot. Por sot, mundësitë e astronomisë na lejojnë të vëzhgojmë yje të panumërt, shumica e të cilëve janë aq të zbehtë sa është e pamundur t'i vëzhgojmë me sy të lirë. Dhe vetë koncepti i madhësisë përdoret jo vetëm për yjet e largët, por edhe për objektet e tjera - Diellin, Hënën, satelitët artificialë, planetet dhe kështu me radhë. Prandaj, besohet se madhësia e yjeve është pa dimension karakteristikë numerike ndriçimi i objektit.

Siç vijon nga sa më sipër, madhësia e dukshme e objekteve më të ndritshme do të jetë negative. Për krahasim, madhësia e Diellit është -26.7, dhe madhësia e yllit më të afërt me yllin tonë, por jo i dukshëm me sy të lirë, ylli Proxima Centauri është +11.1. Madhësia maksimale e Marsit është? 2.91. Sateliti Mayak, i cili u krijua dhe planifikohet të dërgohet në orbitë nga shkencëtarët e rinj rusë, duhet të ketë një magnitudë jo më shumë se 10 siç ishte planifikuar. Dhe nëse gjithçka shkon mirë, për ca kohë ai do të bëhet objekti më i ndritshëm në qiellin e natës, përveç nëse, sigurisht, e numëroni Hënën në hënën e plotë (? 12.74).

Madhësia absolute

Deneb është një nga yjet më të mëdhenj të njohur për shkencën, me një magnitudë +1.25. Diametri i tij është afërsisht i barabartë me diametrin e orbitës së Tokës dhe më shumë se diametri i Diellit për 110 herë. Distanca nga ky gjigant është 1640 vite dritë. Edhe pse shkencëtarët ende po debatojnë për këtë çështje, ajo tashmë është shumë larg. Shumica e yjeve në këtë distancë mund të shihen vetëm përmes një teleskopi. Nëse do të ishim më afër këtij ylli, atëherë shkëlqimi i Denebit në qiell do të ishte shumë më i lartë. Kështu, madhësia e dukshme e yjeve varet si nga shkëlqimi i objektit ashtu edhe nga distanca me të. Për të qenë në gjendje të krahasoni shkëlqimin e yjeve të ndryshëm me njëri-tjetrin, përdorni madhësinë absolute. Për yjet, ajo përkufizohet si madhësia e dukshme e një objekti nëse ai do të ishte i vendosur në një distancë prej 10 parsekë nga vëzhguesi. Nëse dihet distanca nga ylli, atëherë madhësia absolute është e lehtë për t'u llogaritur.

Madhësia absolute yjore e Diellit është +4,8 (e dukshme, kujtojmë, 26,7 ?). Sirius, ylli më i ndritshëm në qiellin e natës, ka një magnitudë të dukshme prej ?1.46 por një magnitudë absolute vetëm +1.4. E cila, megjithatë, nuk është për t'u habitur, sepse diamanti i qiellit të natës (siç quhet ky yll) është afër nesh: në një distancë prej vetëm 8.6 vite dritë. Por madhësia absolute e Denebit të përmendur tashmë është 6.95.

Paralaks

E keni pyetur ndonjëherë veten se si shkencëtarët përcaktojnë distancën nga një yll? Në fund të fundit, kjo distancë nuk mund të matet me një matës rreze lazer. Në fakt, gjithçka është e thjeshtë. Gjatë vitit, pozicioni i një ylli në qiell ndryshon për shkak të revolucionit të Tokës në orbitën e saj rreth Diellit. Ky ndryshim quhet paralaks vjetor i yllit. Sa më afër të jetë një yll me ne, aq më i madh është zhvendosja e tij në sfondin e yjeve që janë më larg. Por edhe për yjet më të afërt, një ndryshim i tillë është jashtëzakonisht i vogël. Pamundësia e zbulimit të paralaksit në yje ishte dikur një nga argumentet kundër sistemi heliocentrik paqen. Kjo ishte e mundur vetëm në shekullin e 19-të. Aktualisht, teleskopë specialë hapësinorë janë vënë në orbitë për të matur paralaksat, dhe për rrjedhojë distancat me yjet. Teleskopi Hipparcos i Agjencisë Evropiane të Hapësirës (i emëruar sipas të njëjtit Hipparcos që klasifikoi yjet sipas shkëlqimit) ka matur paralaksat e më shumë se 100,000 yjeve. Në dhjetor 2013, pasardhësi i saj Gaia u hodh në orbitë.

Zhvendosja paralaktike e yjeve të afërt në sfondin e atyre të largët

Në fakt, paralaksa (dhe ky nuk është vetëm një koncept astronomik) është një ndryshim në pozicionin e dukshëm të një objekti në lidhje me një sfond të largët (në rastin tonë, yje më të largët) në varësi të pozicionit të vëzhguesit. Përdoret edhe në gjeodezi. E rëndësishme për fotografinë. Paralaksa matet në sekonda harku (sekonda harku).

Vit drite

Matja e distancave në hapësirën e jashtme në kilometra nuk është aspak e përshtatshme. Për shembull, distanca nga ylli ynë më i afërt, Proxima Centauri? 4.01?1013 kilometra (40.1 trilion kilometra). Është mjaft e vështirë të imagjinohet kjo distancë. Por nëse e matni këtë distancë në vite dritë, një njësi gjatësie e barabartë me distancën e përshkuar nga drita në një vit, merrni 4.2 vite dritë. Dritës nga ky xhuxh i kuq i duhen rreth 4 vjet e 3 muaj për të arritur tek ne. Gjithçka është e thjeshtë.

Parsec

Por me një njësi tjetër gjatësie të përdorur në astronomi, jo gjithçka është kaq e thjeshtë. Distanca me yllin Proxima Centauri, e matur në parsekë, është 1.3 njësi. Vetë fjala "parsec" është formuar nga fjalët "paralaks" dhe "e dytë" (që do të thotë një hark i dytë i barabartë me 1/3600 të një shkalle, mbani mend raportin e shkollës). E njëjta paralaksë, falë së cilës ne mund të masim distancën me yjet. Parsec (e shënuar me "pc")? kjo është distanca nga e cila një segment i gjatë një njësi astronomike (rrezja e orbitës së tokës), pingul me vijën e shikimit, është i dukshëm në një kënd prej një sekonde harku.

krahu galaktik

Rruga jonë e Qumështit është 100,000 vite dritë e gjerë. I përket një prej llojeve kryesore të galaktikave. Rruga e Qumështit është një galaktikë spirale e mbyllur. Të gjithë yjet që ne shohim në qiell me sy të lirë janë në galaktikën tonë. Në total, Rruga e Qumështit përmban, sipas vlerësimeve të ndryshme, nga 200 deri në 400 miliardë yje. Si të lundroni dhe të zbuloni se ku midis këtyre miliarda yjeve është Dielli?

Rruga e Qumështit është një galaktikë spirale dhe ka krahë galaktikë spirale të vendosura në rrafshin e diskut. Krahu galaktik është një element strukturor i një galaktike spirale. Sasia kryesore e yjeve, pluhurit dhe gazit gjendet në krahët galaktikë.

krahët galaktikë rruga e Qumështit

Ka disa krahë të tillë, por më kryesorët janë krahu i Shigjetarit, krahu Cygnus, krahu i Perseut, krahu i Centaurit dhe krahu i Orionit. Ata morën emra të tillë me emrin e yjësive në të cilat mund të vërehet grupi kryesor i krahëve. Armi Orion është i vogël në krahasim me të tjerët. Ndonjëherë quhet edhe Spur of Orion. Gjatësia e saj është vetëm rreth 11,000 vjet dritë. Por për ne ky krah shquhet për faktin se Dielli dhe Planeti i vogël Blu që rrotullohet rreth tij dhe është shtëpia jonë janë të vendosura në të.

Apoqendra dhe periapsis

Shumica e orbitave të njohura të satelitëve artificialë dhe trupave qiellorë janë eliptike. Dhe për çdo orbitë eliptike, gjithmonë mund të specifikoni pikën më të afërt me trupin qendror dhe më të largëtin prej tij. Pika më e afërt quhet perqendra, dhe pika më e largët quhet apoqendër.

Apoqendra (djathtas) dhe periapsis (majtas)

Por, si rregull, në vend të fjalës "qendër", pas "peri-" ose "apo-", ata zëvendësojnë emrin e trupit rreth të cilit ndodh lëvizja. Pra, për orbitat e satelitëve artificialë të Tokës (Gaia - në greqishten e lashtë) dhe orbitat e Hënës, përdoren termat apogje dhe perigje. Për orbitën rrethore (Hëna - Selena), ndonjëherë përdoren apopulimet dhe periseleniumet. Pika më e afërt me Diellin (Helios) është pika në orbitën e planetit tonë ose një tjetër trup qiellor Sistemi diellor - perihelion, larg - aphelion ose apohelion. Për orbitat rreth yjeve të tjerë (astron - yll) - periastron dhe apoaster.

njësi astronomike

Periheli i orbitës së planetit tonë (pika më e afërt e orbitës me Diellin) është 147,098,290 km (0,983 njësi astronomike), apelioni është 152,098,232 km (1,017 njësi astronomike). Por nëse marrim distancën mesatare nga Toka në Diell, atëherë marrim një njësi matëse të përshtatshme në hapësirë. Për ato distanca ku është tashmë e papërshtatshme për të matur në kilometra, dhe në vite dritë dhe parsekë është ende e papërshtatshme. Kjo njësi matëse quhet "njësi astronomike" (e shënjuar "AU") dhe përdoret për të përcaktuar distancat midis objekteve në sistemin diellor, sistemet ekstrasolare, si dhe midis përbërësve të yjeve binare. Pas disa sqarimeve, njësia astronomike njihet si e barabartë me 149597870.7 kilometra.

Kështu, Toka largohet nga Dielli në një distancë prej 1 AU. e., Neptuni, planeti më i largët nga Dielli, në një distancë prej rreth 30 AU. e. Distanca nga Dielli në planetin më të afërt me të - Mërkuri - është vetëm 0,39 AU. e. Dhe në kohën e përballjes tjetër të madhe midis Marsit dhe Tokës, 27 korrik 2018, distanca midis planetëve do të reduktohet në 0,386 AU. e.

Kufiri i Roche

Asgjë nuk është e përhershme në hapësirë. Duhen vetëm miliona vjet për të ndryshuar rendin me të cilin jemi mësuar. Pra, nëse një vëzhgues i caktuar vëzhgon Marsin në disa milionë vjet, atëherë ai mund të mos gjejë një apo edhe dy nga satelitët e tij në të. Siç e dini, më i madhi nga satelitët e planetit të kuq - Phobos - po i afrohet atij me 1.8 metra në shekull. Fobos lëviz në një distancë prej vetëm rreth 9,000 km nga Marsi. Për krahasim, orbitat e satelitëve të navigimit janë në një lartësi prej 19,400–23,222 km, orbita gjeostacionare është 35,786 km, dhe Hëna, sateliti natyror i planetit tonë, ndodhet në një distancë prej 385,000 km nga Toka.

Do të kalojnë edhe 10-11 milion vjet të tjerë dhe Phobos do të kalojë kufirin e tij Roche, si rezultat i të cilit do të shembet. Kufiri i Roche, i quajtur sipas Eduard Roche, i cili i pari llogariti kufijtë e tillë për disa satelitë, është distanca nga një planet (yll) në satelitin e tij, pranë të cilit sateliti shkatërrohet nga forcat e baticës. Siç u vërtetua, forca e tërheqjes së planetit kompensohet nga forca centrifugale vetëm në qendër të masës së satelitit. Në pikat e tjera të satelitit, nuk ekziston një barazi e tillë e forcave, gjë që është arsyeja e formimit të forcave baticore. Si rezultat i veprimit të forcave baticore, sateliti fillimisht fiton një formë elipsoidale dhe kur kalon kufirin e Roche, ai copëtohet prej tyre. Por orbita e një sateliti tjetër të planetit të kuq - Deimos (lartësia orbitale prej rreth 23.500 km) - çdo herë më tej dhe më tej. Herët a vonë, ai do të kapërcejë gravitetin e Marsit dhe do të shkojë në një udhëtim të pavarur sistem diellor.

Laniakea

A mund të thoni se ku ndodhet planeti ynë në univers? Sigurisht, planeti Tokë është në sistemin diellor, i cili, nga ana tjetër, është në krahun e Orionit - një krah i vogël galaktik i Rrugës së Qumështit. Epo, çfarë më pas? Galaktika jonë, galaktika më e afërt e Andromedës, galaktika e trekëndëshit dhe më shumë se 50 galaktika janë të përfshira në të ashtuquajturin Grupi Lokal i galaktikave, i cili është një komponent i supergrumbullës së Virgjëreshës.

Laniakea dhe Rruga e Qumështit

Dhe tani supergrupi i Virgjëreshës, i quajtur edhe supergrupi Lokal i galaktikave, supergrupet Hidra-Centaurus dhe Pallua-Indian, si dhe supergrupi jugor formojnë një supergrup galaktikash të quajtur Laniakea. Ai përmban rreth 100,000 galaktika. Diametri i Laniakea është 500 milionë vite dritë. Për krahasim, diametri i Galaxy tonë është vetëm 100,000 vite dritë. Përkthyer nga gjuha Havajane, Laniakea do të thotë "qiej të gjerë". E cila në përgjithësi pasqyron me saktësi faktin se në një të ardhme të parashikueshme nuk ka gjasa të mund të fluturojmë deri në skajet e këtyre "qiejve".

Laniakea dhe supergrupi fqinj i galaktikave Perseus-Peshqit

Edhe njerëzit larg astronomisë e dinë se yjet kanë shkëlqim të ndryshëm. Yjet më të shndritshëm janë lehtësisht të dukshëm në qiejt urban të mbiekspozuar, ndërsa yjet më të zbehtë mezi duken në kushte ideale shikimi.

Për të karakterizuar shkëlqimin e yjeve dhe trupave të tjerë qiellorë (për shembull, planetët, meteorët, Dielli dhe Hëna), shkencëtarët kanë zhvilluar një shkallë të madhësive yjore.

Madhësia e dukshme(m; shpesh i referuar thjesht si "madhësi") tregon fluksin e rrezatimit pranë vëzhguesit, d.m.th., shkëlqimin e vëzhguar të një burimi qiellor, i cili varet jo vetëm nga fuqia aktuale e rrezatimit të objektit, por edhe nga distanca me të. .

Kjo është një sasi astronomike pa dimensione që karakterizon ndriçimin e krijuar nga një objekt qiellor pranë vëzhguesit.

ndriçim- sasia e dritës, e barabartë me raportin e fluksit të dritës që bie në një sipërfaqe të vogël me sipërfaqen e saj.
Njësia matëse për ndriçimin në sistemit ndërkombëtar njësitë (SI) është lux (1 lux = 1 lumen për metër katror), në CGS (centimetër-gram-sekondë) - phot (një foto është e barabartë me 10,000 luks).

Ndriçimi është drejtpërdrejt proporcional me intensitetin e dritës së burimit të dritës. Ndërsa burimi largohet nga sipërfaqja e ndriçuar, ndriçimi i tij zvogëlohet në përpjesëtim të kundërt me katrorin e distancës (ligji i kundërt i katrorit).

Madhësia subjektive e dukshme yjore perceptohet si shkëlqim (për burimet pikësore) ose shkëlqim (për ato të zgjeruara).

Në këtë rast, shkëlqimi i një burimi tregohet duke e krahasuar atë me shkëlqimin e një tjetri, të marrë si standard. Standarde të tilla janë zakonisht yje jo të ndryshueshëm të zgjedhur posaçërisht.

Madhësia u prezantua fillimisht si një tregues i shkëlqimit të dukshëm të yjeve në intervalin optik, por më vonë u zgjerua në vargjet e tjera të rrezatimit: infra të kuqe, ultravjollcë.

Kështu, madhësia e dukshme yjore m ose shkëlqimi është një masë e ndriçimit E të krijuar nga një burim në një sipërfaqe pingul me rrezet e tij në vendin e vëzhgimit.

Historikisht, gjithçka filloi mbi 2000 vjet më parë, kur astronomi dhe matematikani i lashtë grek Hiparku(shek. II p.e.s.) i ndau yjet e dukshme me sy në 6 madhësi.

nga më së shumti yje të ndritshëm Hiparku caktoi magnitudën e parë, dhe me syrin më të zbehtë, mezi të dukshëm, të gjashtën, dhe pjesën tjetër e shpërndau në mënyrë të barabartë midis madhësive të ndërmjetme. Për më tepër, Hiparku e bëri ndarjen në madhësi në atë mënyrë që yjet e magnitudës së parë të dukeshin aq më të shndritshëm se yjet e madhësisë së dytë, aq sa duken më të shndritshëm se yjet e magnitudës së tretë, etj. Domethënë, nga gradimi në shkallë , shkëlqimi i yjeve ndryshoi me një dhe të njëjtën madhësi.

Siç doli më vonë, lidhja e një shkalle të tillë me reale sasive fizike logaritmike, pasi një ndryshim në shkëlqim me të njëjtin numër herë perceptohet nga syri si një ndryshim me të njëjtën sasi - ligji empirik psikofiziologjik Weber-Fechner, sipas të cilit intensiteti i ndjesisë është drejtpërdrejt proporcional me logaritmin e intensitetit të stimulit.

Kjo është për shkak të veçorive të perceptimit njerëzor, për shembull, nëse 1, 2, 4, 8, 16 llamba identike janë ndezur në mënyrë sekuenciale në një llambadar, atëherë na duket se ndriçimi në dhomë po rritet vazhdimisht me të njëjtën sasi . Kjo do të thotë, numri i llambave që do të ndizen duhet të rritet me të njëjtin numër herë (në shembull, dy herë) në mënyrë që të na duket se rritja e shkëlqimit është konstante.

Varësia logaritmike e forcës së ndjesisë E nga intensiteti fizik i stimulit P shprehet me formulën:

E = k log P + a, (1)

ku k dhe a janë disa konstante të përcaktuara nga një sistem i caktuar ndijor.

Në mesin e shekullit të 19-të Astronomi anglez Norman Pogson zyrtarizoi shkallën e madhësive yjore, e cila mori parasysh ligjin psikofiziologjik të vizionit.

Bazuar në rezultate reale vëzhgimet, ai postuloi se

NJË YLL TË MADHËSISË TË PARË ËSHTË SAKTËSISË 100 herë më i ndritshëm se një yll i vlerës së gjashtë.

Në këtë rast, në përputhje me shprehjen (1), madhësia e dukshme e yjeve përcaktohet nga barazia:

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

2.5 - Koeficienti Pogson, shenja minus - haraç traditë historike(yjet më të ndritshëm kanë një madhësi më të vogël, duke përfshirë negative);
a është pika zero e shkallës së madhësisë yjore, e vendosur nga një marrëveshje ndërkombëtare që lidhet me zgjedhjen e pikës bazë të shkallës matëse.

Nëse E 1 dhe E 2 korrespondojnë me madhësitë yjore m 1 dhe m 2, atëherë nga (2) rrjedh se:

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

Një ulje e madhësisë me një m1 - m2 = 1 çon në një rritje të ndriçimit E me rreth 2.512 herë. Kur m 1 - m 2 = 5, që korrespondon me diapazonin nga madhësia 1 deri në 6, ndryshimi i ndriçimit do të jetë E 2 /E 1 =100.

Formula e Pogsonit në formën e saj klasike vendos një marrëdhënie midis madhësive të dukshme yjore:

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

Kjo formulë ju lejon të përcaktoni ndryshimin në madhësitë yjore, por jo vetë madhësitë.

Për ta përdorur atë për të ndërtuar shkallë absolute, është e nevojshme të vendoset pikë zeroështë shkëlqimi që i korrespondon madhësisë zero (0 m). Së pari, shkëlqimi i Vega u mor si 0 m. Pastaj pika zero u ripërcaktua, por për vëzhgimet vizuale, Vega mund të shërbejë ende si një standard i madhësisë së dukshme yjore zero (sipas sistem modern, në brezin V të sistemit UBV, shkëlqimi i tij është +0,03 m, i cili nuk dallohet nga zero me sy).

Zakonisht, megjithatë, pika zero e shkallës së madhësisë merret në mënyrë konvencionale nga tërësia e yjeve, fotometria e kujdesshme e të cilëve është kryer me metoda të ndryshme.

Gjithashtu, për 0 m, merret një ndriçim i përcaktuar mirë, i barabartë me vlerën e energjisë E \u003d 2.48 * 10 -8 W / m². Në fakt, është ndriçimi që astronomët përcaktojnë gjatë vëzhgimeve, dhe vetëm atëherë ai përkthehet posaçërisht në madhësi yjore.

Ata e bëjnë këtë jo vetëm sepse "është më e njohur", por edhe sepse madhësia doli të ishte një koncept shumë i përshtatshëm.

madhësia doli të ishte një koncept shumë i përshtatshëm

Matja e ndriçimit në vat për metër katror është jashtëzakonisht e rëndë: për Diellin, vlera është e madhe, dhe për yjet teleskopikë të zbehtë, është shumë e vogël. Në të njëjtën kohë, është shumë më e lehtë të operosh me madhësi, pasi shkalla logaritmike është jashtëzakonisht e përshtatshme për të shfaqur vargje shumë të mëdha të vlerave të madhësisë.

Formalizimi i Pogson-it më pas u bë metoda standarde për vlerësimin e madhësive.

Vërtetë, shkalla moderne nuk është më e kufizuar në gjashtë magnitudë ose vetëm në dritë të dukshme. Objektet shumë të ndritshme mund të kenë një madhësi negative. Për shembull, Sirius, ylli më i ndritshëm sfera qiellore, ka magnitudë minus 1,47 m . Shkalla moderne gjithashtu ju lejon të merrni vlerën për Hënën dhe Diellin: hëna e plotë ka një madhësi prej -12.6 m, dhe Dielli -26.8 m. Teleskopi orbital Hubble mund të vëzhgojë objekte, shkëlqimi i të cilëve është deri në rreth 31.5 m.

shkalla e madhësisë
(shkalla është e kundërt: vlerat më të vogla korrespondojnë me objekte më të ndritshme)

Madhësitë e dukshme yjore të disa trupave qiellorë

Dielli: -26.73
Hëna (hëna e plotë): -12.74
Venusi (në shkëlqimin maksimal): -4,67
Jupiteri (në shkëlqimin maksimal): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0.03
Yjet më të zbehta të dukshme me sy të lirë: rreth 6.0
Dielli nga 100 vite dritë larg: 7.30
Proxima Centauri: 11.05
Kuazari më i ndritshëm: 12.9
Objektet më të dobëta të fotografuara nga Teleskopi Hapësinor Hubble: 31.5

Shkëlqimi, më saktë, shkëlqimi i yjeve, matet astronomët madhësive. Term jo shumë origjinal, i prezantuar në shekullin e dytë para Krishtit nga astronomi grek Hipparchus.

Hipparchus i ndau yjet sipas shkëlqimit në gjashtë gradë, në gjashtë madhësi, duke i quajtur yjet më të shndritshëm yjet e madhësisë së parë dhe më të dobëtit, mezi të dukshëm për syrin, që i atribuohen magnitudës së gjashtë. Yjet e ndërmjetëm në shkëlqim u shpërndanë sipas madhësisë në mënyrë subjektive, "me sy", kështu që "hapat" e madhësive ishin afërsisht të njëjta.

Më vonë doli se "hapat" subjektivisht uniformë nga një madhësi në tjetrën korrespondojnë me një rritje eksponenciale të shkëlqimit fizik (fluksi ndriçues). Me fjalë të tjera, shkëlqimi i dukshëm rritet në hapi dhe shkëlqimi fizik - në në mënyrë të përsëritur. Kjo është pronë e çdo ndjesie fiziologjike, ata i binden ligjit logaritmik: intensiteti i ndjesisë është proporcional me logaritmin e intensitetit të stimulit.

Pranohet se një ndryshim prej 5 njësive yje (të shënuara me 5 m) korrespondon me një ndryshim të qindfishtë në fluksin e dritës. Prandaj, një madhësi është një ndryshim në fluksin e dritës me rreth dy herë e gjysmë. Ylli Vega u zgjodh për magnitudë zero, por yjet më të ndritshëm nuk u përshtatën në shkallë dhe kanë një madhësi negative, këto janë Sirius, Canopus, Alpha Centauri dhe Arcturus.

Sa më e madhe të jetë madhësia, domethënë sa më të zbehta të jenë yjet, aq më shumë ka. Një analizë e Katalogut të Yjeve të ndritshëm, i cili përfshin të gjithë yjet më të shndritshëm se 6.5 m, jep një varësi të mirë: me një rritje me një madhësi, numri i yjeve rritet me 3 herë. Vini re se varësia eksponenciale shfaqet edhe këtu! Shumë procese në natyrë përshkruhen nga një eksponencial.

Për të parë këtë marrëdhënie eksponenciale, është e përshtatshme të përdoren grafikë me një shkallë logaritmike, të cilën e bëj në figurën e dytë. Aty janë shtuar edhe yjet e katalogut Almagest të Ptolemeut (shek. II pas Krishtit), katalogu më i vjetër i mbijetuar dhe katalogu i Ugulbekut. Në to, madhësitë yjore përcaktohen me metodën e hipparchi "me sy"; megjithatë, është e qartë se ato, në përgjithësi, korrespondojnë me ato moderne. Teprica e magnitudës 3 dhe 4 yje shpjegohet me një mbivlerësim të shkëlqimit të yjeve të zbehtë. Për më tepër, shihet qartë se astronomët e lashtë hoqën një numër të madh të yjeve më të zbehta me magnitudë 5 dhe 6.

Përshkrim

×

Përshkrimi i tabelës

Tabela përfshin numrin e yjeve më të shndritshëm se një madhësi e caktuar.

Magnituda Madhësia përfundimtare. Katalogu i Yjeve të ndritshëm Numri i yjeve më të shndritshëm se madhësia e specifikuar nga Katalogu i Yjeve të ndritshëm. Almagest Numri i yjeve më të shndritshëm se madhësia e specifikuar nga katalogu i Almagest. Ulugbek Numri i yjeve më të shndritshëm se madhësia e specifikuar nga katalogu i Ulugbek.

Grafiku i parë tregon varësinë e numrit të yjeve më të shndritshëm se madhësia nga madhësia.

Grafiku i dytë tregon varësinë e numrit të yjeve më të shndritshëm se madhësia nga madhësia në një shkallë lagoritmike për katalogë të ndryshëm.

Nëse ngrini kokën lart në një natë të pastër pa re, mund të shihni shumë yje. Aq shumë sa duket e pamundur të numërohen fare. Rezulton se trupat qiellorë, të dukshme për syrin, janë ende të numëruara. Janë rreth 6 mijë të tillë.Ky është numri i përgjithshëm si për veriun ashtu edhe për atë hemisferat jugore planetin tonë. Idealisht, ju dhe unë, duke qenë, për shembull, në hemisferën veriore, duhet të kishim parë rreth gjysmën e tyre. numri total, përkatësisht diku rreth 3 mijë yje.

Një mori yje dimri

Fatkeqësisht, është pothuajse e pamundur të merren parasysh të gjithë yjet e disponueshëm, sepse kjo do të kërkojë kushte me një atmosferë krejtësisht transparente dhe mungesë të plotë të ndonjë burimi drite. Edhe nëse e gjeni veten në një fushë të hapur larg dritës së qytetit në një natë të thellë dimri. Pse në dimër? Po, sepse netët e verës janë shumë më të ndritshme! Kjo për faktin se dielli nuk perëndon shumë poshtë horizontit. Por edhe në këtë rast, jo më shumë se 2.5-3 mijë yje do të jenë në dispozicion të syrit tonë. Pse kështu?

Puna është se bebëza e syrit të njeriut, nëse paraqitet si një koleksion i një sasie të caktuar drite nga burime të ndryshme. Në rastin tonë, burimet e dritës janë yje. Sa do t'i shohim drejtpërdrejt varet nga diametri i thjerrëzave të pajisjes optike. Natyrisht, xhami i thjerrëzave të dylbisë ose teleskopit ka një diametër më të madh se bebëza e syrit. Prandaj, do të mbledhë më shumë dritë. Si rezultat, me ndihmën e instrumenteve astronomike, ju mund të shihni një numër shumë më të madh të yjeve.

Qielli me yje përmes syve të Hiparkut

Sigurisht, ju keni vënë re se yjet ndryshojnë në shkëlqim, ose, siç thonë astronomët, në shkëlqimin e dukshëm. Në të kaluarën e largët, njerëzit gjithashtu i kushtonin vëmendje kësaj. Astronomi i lashtë grek Hipparchus i ndau të gjithë trupat qiellorë të dukshëm në madhësi yjore që kanë klasa VI. Më të ndriturit prej tyre "fitova" unë, dhe më të pashprehurit i përshkroi si yje të kategorisë VI. Pjesa tjetër u nda në klasa të ndërmjetme.

Më pas, doli se madhësi të ndryshme yjore kanë një lloj marrëdhënie algoritmike me njëra-tjetrën. Dhe shtrembërimi i shkëlqimit në një numër të barabartë herë perceptohet nga syri ynë si një largim me të njëjtën distancë. Kështu, u bë e ditur se rrezatimi i një ylli të kategorisë I është më i ndritshëm se ai i II me rreth 2.5 herë.

I njëjti numër herë që një yll i klasës II është më i ndritshëm se III, dhe një trup qiellor III, përkatësisht, është IV. Si rezultat, ndryshimi midis shkëlqimit të yjeve me madhësi I dhe VI ndryshon me 100 herë. Kështu, trupat qiellorë të kategorisë VII janë përtej pragut të shikimit njerëzor. Është e rëndësishme të dini se madhësia nuk është madhësia e një ylli, por shkëlqimi i tij i dukshëm.

Cila është madhësia absolute e yjeve?

Madhësitë e yjeve nuk janë vetëm të dukshme, por edhe absolute. Ky term përdoret kur është e nevojshme të krahasohen dy yje me njëri-tjetrin sipas shkëlqimit të tyre. Për ta bërë këtë, çdo yll i referohet një distancë standarde konvencionale prej 10 parsekë. Me fjalë të tjera, kjo është madhësia e një objekti yjor që do të kishte nëse do të ishte në një distancë prej 10 PC nga vëzhguesi.

Për shembull, madhësia e diellit tonë është -26.7. Por nga një distancë prej 10 PC, ylli ynë do të ishte një objekt me magnitudë të pestë mezi i dukshëm për syrin. Nga kjo rrjedh: sa më e lartë të jetë shkëlqimi i një objekti qiellor, ose, siç thonë ata, energjia që rrezaton një yll për njësi të kohës, aq më shumë ka të ngjarë që madhësia absolute e objektit të marrë një vlerë negative. Dhe anasjelltas: sa më i ulët të jetë shkëlqimi, aq më të larta do të jenë vlerat pozitive të objektit.

Yjet më të ndritshëm

Të gjithë yjet kanë shkëlqim të ndryshëm në dukje. Disa janë pak më të ndritshme se madhësia e parë, këto të fundit janë shumë më të dobëta. Në funksion të kësaj, u prezantuan vlerat e pjesshme. Për shembull, nëse madhësia e dukshme e yjeve në shkëlqimin e saj është diku midis kategorive I dhe II, atëherë ai konsiderohet të jetë një yll i klasës 1.5. Ka edhe yje me magnitudë 2.3...4.7 etj. Për shembull, Procyon, i cili është pjesë e yjësisë ekuatoriale Canis Minor, shihet më së miri në të gjithë Rusinë në janar ose shkurt. Shkëlqimi i tij i dukshëm është 0.4.

Vlen të përmendet se madhësia e I është një shumëfish i 0. Vetëm një yll pothuajse saktësisht korrespondon me të - kjo është Vega, ylli më i ndritshëm në shkëlqimin e tij është afërsisht 0.03 magnitudë. Sidoqoftë, ka ndriçues që janë më të shndritshëm se ai, por madhësia e tyre është karakter negativ. Për shembull, Sirius, i cili mund të vërehet në dy hemisfera në të njëjtën kohë. Shkëlqimi i saj është -1.5 magnitudë.

Madhësitë negative yjore u caktohen jo vetëm yjeve, por edhe objekteve të tjera qiellore: Diellit, Hënës, disa planeteve, kometave dhe stacioneve hapësinore. Megjithatë, ka yje që mund të ndryshojnë shkëlqimin e tyre. Midis tyre ka shumë yje pulsues me amplituda të ndryshueshme shkëlqimi, por ka edhe nga ata në të cilët mund të vërehen disa pulsime njëkohësisht.

Matja e madhësive të yjeve

Në astronomi, pothuajse të gjitha distancat maten me shkallën e madhësisë gjeometrike. Metoda e matjes fotometrike përdoret për distanca të gjata, dhe gjithashtu nëse duhet të krahasoni shkëlqimin e një objekti me shkëlqimin e tij të dukshëm. Në thelb, distanca nga yjet më të afërt përcaktohet nga paralaksa e tyre vjetore - gjysmë-boshti kryesor i elipsit. Satelitët hapësinorë të lëshuar në të ardhmen do të rrisin saktësinë vizuale të imazheve të paktën disa herë. Fatkeqësisht, metoda të tjera përdoren ende për distanca prej më shumë se 50-100 PC.