Bu iki şeye bağlıdır: gerçek parlaklıkları veya yaydıkları ışık miktarı ve bizden uzaklıkları. Tüm yıldızlar aynı parlaklığa sahip olsaydı, onlardan alınan göreceli ışık miktarını basitçe ölçerek göreli mesafelerini belirleyebilirdik. Işık miktarı uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak değişir. Bu, S'nin bir ışık noktası olarak yıldızın konumunu temsil ettiği ve A ve BVBB'nin her birinin yıldızdan aynı miktarda ışık alacak şekilde yerleştirilmiş ekranları temsil ettiği ekteki şekilde görülebilir.

Daha büyük ekran A ekranının iki katı uzaktaysa, A üzerine düşen tüm ışık miktarını alabilmesi için kenarlarının iki katı uzunlukta olması gerekir. O zaman yüzeyi A'nın yüzeyinden 4 kat daha büyük olacaktır. bu, yüzeyin her dörtte birinin A'ya düşen ışığın dörtte birini alacağı açıktır. Böylece B'deki göz veya teleskop, A'daki göz veya teleskopla karşılaştırıldığında yıldızdan gelen ışığın dörtte birini alacaktır ve yıldız dört kat daha sönük görünecek.

Aslında, yıldızlar gerçek parlaklıklarında eşit olmaktan çok uzaktır ve bu nedenle bir yıldızın görünen büyüklüğü, uzaklığının doğru bir göstergesini vermez. Bize daha yakın olan yıldızların çoğu çok soluktur, çoğu çıplak gözle bile görülemezken, daha parlak yıldızların arasında sizden uzaklıkları çok büyük olan yıldızlar vardır. Bu konuda dikkat çekici bir örnek, tüm gökyüzündeki en parlak 2. yıldız olan Canolus'tur.

Bu nedenlerle gökbilimciler, çeşitli yıldızların bize gönderdikleri ışık miktarını veya görünür parlaklıklarını, uzaklıklarını veya gerçek parlaklıklarını hesaba katmadan belirleyerek kendilerini ilk durumla sınırlamak zorunda kalırlar. Eski gökbilimciler, görülebilen tüm yıldızları 6 sınıfa ayırdılar: Görünen parlaklığı ifade eden sınıf numarasına yıldızın büyüklüğü denir. En parlak, yaklaşık 14 numara, birinci büyüklükteki yıldızlar olarak adlandırılır. Bir sonraki en parlak, yaklaşık 50, ikinci büyüklükteki yıldızlar olarak adlandırılır. Üçüncü büyüklükten 3 kat daha fazla yıldız. Yaklaşık olarak aynı ilerlemede, her büyüklükteki yıldızların sayısı, görünürlük sınırındaki yıldızları içeren altıncıya çıkar.

Yıldızlar mümkün olan tüm parlaklık derecelerinde bulunur ve bu nedenle komşu yıldız büyüklükleri arasında net bir sınır çizmek imkansızdır. İki gözlemci iki farklı tahminde bulunabilir; biri yıldızı ikinci kadirde, diğeri ise birinci kadirde sıralayacaktır; bazı yıldızlar bir gözlemci tarafından 3. büyüklük olarak sınıflandırılacak, bir başka gözlemci için olanlar ise ikinci büyüklükte yıldızlar olarak görünecektir. Bu nedenle, yıldızları bireysel büyüklükler arasında mutlak doğrulukla dağıtmak imkansızdır.

yıldız büyüklüğü nedir

Yıldızların büyüklükleri kavramı, göklerin her sıradan gözlemcisi tarafından kolaylıkla elde edilebilir. Herhangi bir açık akşamda, birkaç 1. büyüklükte yıldız görülebilir. 2. büyüklükteki yıldızlara örnekler, Kova'nın (Büyük Ayı) en parlak 6 yıldızı, Kutup Yıldızı, Cassiopeia'nın parlak yıldızlarıdır. Bütün bu yıldızlar, bir yıl boyunca her gece enlemlerimizin altında görülebilir. 3. kadirde o kadar çok yıldız var ki, onlara örnek seçmek zor. Ülker'deki en parlak yıldızlar bu büyüklüktedir. Ancak, parlaklıklarının değerlendirilmesini etkileyen diğer 5 yıldızla çevrilidirler. Kuzey Yıldızından 15 derecelik bir mesafede Beta Ursa Minor: her zaman görünür ve Kuzey Yıldızından kırmızımsı bir renk tonuyla farklıdır; biri 3., diğeri 4. kadir olan diğer iki yıldızın arasında yer alır.

Ülker'in açıkça görülebilen beş soluk yıldızı da 4. kadir civarındadır, beşinci kadirdeki yıldızlar hala çıplak gözle serbestçe görülebilir; 6. kadir, iyi bir görüşle zar zor görülebilen yıldızları içerir.

Modern astronomlar, genel anlamda onlara antik çağlardan gelen sistem, ona daha fazla kesinlik kazandırmaya çalıştılar. Dikkatli araştırmalar, farklı büyüklüklere karşılık gelen gerçek ışık miktarının bir büyüklükten diğerine neredeyse üssel olarak değiştiğini göstermiştir; Bu sonuç, bir duyumun aritmetik bir dizilimde, eğer onu üreten neden geometrik bir dizilimde değişirse, değiştiğine dair iyi bilinen psikolojik yasayla uyumludur.

Ortalama 5. kadirdeki bir yıldızın ortalama 6. kadirdeki bir yıldızdan 2 ila 3 kat daha fazla ışık verdiği, 4. kadirdeki bir yıldızın 5. kadirdeki bir yıldızdan 2 ila 3 kat daha fazla ışık verdiği, vb., 2. değere kadar bulunmuştur. İlk miktar için, fark o kadar büyüktür ki, herhangi bir ortalama oranı belirtmek pek mümkün değildir. Örneğin Sirius, genellikle birinci büyüklükte tipik bir yıldız olarak kabul edilen Altair'den 6 kat daha parlaktır. Modern astronomlar, tahminlerine doğruluk kazandırmak için farklı nicelikler arasındaki farkları aynı ölçüye indirgemeye çalıştılar, yani birbirini izleyen iki sınıfın yıldızlarının parlaklık oranının iki buçuk olduğunu kabul ettiler.

Görünür yıldızları sadece 6 ayrı kadire bölme yöntemi herhangi bir değişiklik yapılmadan benimsenseydi, parlaklıkları çok farklı olan yıldızların aynı sınıfa atanma zorluğuyla karşılaşırdık. Aynı sınıfta, birbirinden iki kat daha parlak yıldızlar olurdu. Bu nedenle, sonuçların doğruluğunu vermek için, yıldızların sınıfını, büyüklüğünü sürekli değişen bir miktar olarak düşünmek - büyüklüğün onda birini ve hatta yüzdesini tanıtmak gerekiyordu. Yani elimizde 5.0, 5.1, 5.2 vb. büyüklükte yıldızlar var, hatta daha da küçük parçalara bölüp 5.11, 5.12 vb. büyüklükteki yıldızlar hakkında konuşabiliriz.

Büyüklük ölçümü

Ne yazık ki, bir yıldızdan alınan ışığın miktarını belirlemenin, göz üzerindeki etkisine göre değerlendirme yapmaktan başka bir yolu henüz bilinmiyor. İki yıldız, göze eşit parlaklıkta göründüğünde eşit kabul edilir. Bu koşullar altında, yargımız son derece güvenilmezdir. Bu nedenle, gözlemciler fotometreler - ışık miktarını ölçmek için araçlar kullanarak daha fazla doğruluk sağlamaya çalıştılar. Ancak bu araçlarla bile, gözlemci gözün parlaklığın eşitliğine ilişkin tahminine güvenmelidir. O zamana kadar bir yıldızın ışığı belirli bir oranda artar veya azalır. gözümüze başka bir yıldızın ışığına eşit görünene kadar; ve bu sonuncusu, bir mum veya lambanın alevi vasıtasıyla elde edilen yapay bir yıldız da olabilir. Artış veya azalma derecesi, iki yıldız arasındaki büyüklük farkını belirleyecektir.

Bir yıldızın parlaklığını ölçmek için sağlam bir temel oluşturmaya çalıştığımızda, bu işin oldukça zor olduğu sonucuna varırız. Her şeyden önce, bir yıldızdan gelen tüm ışınlar tarafımızdan ışık olarak algılanmaz. Ancak görünen ve görünmeyen tüm ışınlar siyah yüzey tarafından emilir ve etkisini onu ısıtmada gösterir. Bu nedenle, en En iyi yol Bir yıldızın radyasyonunu ölçmek, gönderdiği ısıyı tahmin etmekten ibarettir, çünkü bu, yıldız üzerinde meydana gelen süreçleri yapabileceğinden daha doğru bir şekilde yansıtır. görülebilir ışık. Ne yazık ki, termal etki yıldızın ışınları o kadar küçüktür ki modern aletlerle bile ölçülemezler. Şimdilik, bir yıldızın toplam parlaklığını belirleme ümidini bırakmalı ve kendimizi sadece ışık denilen kısmıyla sınırlandırmalıyız.

Bu nedenle, kesinliği hedefliyorsak, anladığımız şekliyle ışığın özünde yalnızca optik sinir üzerindeki etkisiyle ölçülebileceğini ve etkisini ölçmenin gözle ölçmekten başka bir yolu olmadığını söylemeliyiz. . Yıldızların ışığını ölçmeye yarayan tüm fotometreler, bir yıldızın ışığını artırmayı veya azaltmayı ve onu başka bir yıldızın veya başka bir kaynağın ışığıyla görsel olarak eşitlemeyi ve ancak bu şekilde değerlendirmeyi mümkün kılacak şekilde yapılmıştır. .

Büyüklük ve spektrum

Yıldızların renklerinin farklı olması, doğru sonuçların elde edilmesinin güçlüğünü artırmaktadır. Çok daha büyük bir doğrulukla, iki ışık kaynağının aynı renk tonuna sahip olduklarında, renklerinin farklı olduğu duruma göre eşitliğine ikna olabiliriz. Bir başka belirsizlik kaynağı, onu ilk tanımlayanın adından sonra Purkinje fenomeni olarak adlandırılan şeyden gelir. Aynı parlaklığa sahip iki ışık kaynağımız varsa, ancak biri kırmızı, diğeri yeşilse, o zaman aynı oranda bir artış veya azalma ile, bu kaynakların artık parlaklıkta aynı görünmeyeceğini buldu. Başka bir deyişle, yarıya veya dörde bölen matematiksel aksiyom eşit değerler aynı zamanda birbirine eşittir, ışığın göz üzerindeki etkisine uygulanamaz. Parlaklık azaldıkça yeşil nokta kırmızıdan daha parlak görünmeye başlar. Her iki kaynağın parlaklığını arttırırsak, kırmızı yeşilden daha parlak görünmeye başlar. Başka bir deyişle, görüşümüz için kırmızı ışınlar, gerçek parlaklıktaki aynı değişiklikle, yeşil ışınlardan daha hızlı gelişir ve zayıflatılır.

Görünür parlaklıktaki bu değişim yasasının, spektrumun tüm renkleri için tutarlı bir şekilde geçerli olmadığı da bulunmuştur. Spektrumun kırmızıdan mor ucuna gittiğimizde, Sarı parlaklıktaki belirli bir azalma için kırmızıdan daha yavaş, yeşil ise sarıdan daha yavaş kaybolur. Ancak yeşilden maviye geçersek, ikincisinin yeşil kadar hızlı kaybolmadığını zaten söyleyebiliriz. Açıkça, tüm bunlardan, çıplak gözle eşit derecede parlak görünen farklı renkteki iki yıldızın artık bir teleskopta eşit görünemeyeceği sonucu çıkıyor. Kırmızı veya sarı yıldızlar teleskopta nispeten daha parlak görünürken, yeşil ve mavimsi yıldızlar çıplak gözle nispeten daha parlak görünür.

Bu nedenle, ölçüm araçlarındaki önemli gelişmelere, mikroelektronik ve bilgisayarların gelişmesine rağmen, görsel gözlemlerin astronomide hala en önemli rolü oynadığı ve bu rolün yakın gelecekte azalmasının muhtemel olmadığı sonucuna varabiliriz.

Astronomi bilginizin daha da derinleşeceği birkaç terimi dikkatinize sunuyoruz.

görünür büyüklük

Çıplak gözle görülebilen gece gökyüzündeki yıldızların sayısı göründüğü kadar büyük değildir. Görme keskinliğiniz iyiyse ve şehir dışına çıkarsanız, sokak aydınlatmasından uzakta, o zaman yaklaşık 6000 yıldız gözlem için uygun olacaktır. Aynı zamanda, yarısı her zaman ufkun ötesindeki gözlemciden gizlenecektir. Ancak bu miktar bile yıldızların parlaklıklarında nasıl farklılaştığını fark etmek için yeterlidir. Eski bilim adamları da bunu fark ettiler. MÖ 2. yüzyılda yaşayan antik Yunan matematikçi ve astronom Hipparchus, gözlemlediği tüm yıldızları altı kadir büyüklüğe bölmüştür. En parlak olanı ilk büyüklüğe, en sönük olanı altıncıya atfetti. Genel olarak, bu ilke bugün hala kullanılmaktadır. Ancak günümüzde astronominin olanakları, çoğu o kadar sönük olan sayısız yıldızı çıplak gözle gözlemlememize imkan vermiyor. Ve büyüklük kavramı sadece uzak yıldızlar için değil, aynı zamanda diğer nesneler için de kullanılır - Güneş, Ay, yapay uydular, gezegenler vb. Bu nedenle, yıldız büyüklüğünün boyutsuz olduğuna inanılmaktadır. sayısal karakteristik nesne parlaklığı.

Yukarıdan aşağıdaki gibi, en parlak nesnelerin görünen büyüklüğü negatif olacaktır. Karşılaştırma için, Güneş'in büyüklüğü -26.7'dir ve yıldızımıza en yakın yıldızın büyüklüğü, ancak çıplak gözle görülemeyen yıldız Proxima Centauri +11.1'dir. Mars'ın maksimum büyüklüğü nedir? 2.91. Genç Rus bilim adamları tarafından yaratılan ve yörüngeye gönderilmesi planlanan Mayak uydusu, planlandığı gibi 10'u geçmemelidir. Ve her şey yolunda giderse, bir süre için gece gökyüzündeki en parlak nesne olacak, tabii ki dolunaydaki Ay'ı saymazsanız (? 12.74).

Mutlak büyüklük

Deneb, +1.25 kadir büyüklüğü ile bilimin bildiği en büyük yıldızlardan biridir. Çapı yaklaşık olarak Dünya'nın yörüngesinin çapına eşittir ve Güneş'in çapından 110 kat daha fazladır. Bu devin uzaklığı 1.640 ışık yılıdır. Bilim adamları hala bu konuda tartışıyor olsa da, zaten çok uzakta. Bu mesafedeki yıldızların çoğu ancak teleskopla görülebilir. Bu yıldıza daha yakın olsaydık, Deneb'in gökyüzündeki parlaklığı çok daha yüksek olurdu. Bu nedenle, görünen yıldız büyüklüğü hem cismin parlaklığına hem de uzaklığına bağlıdır. Farklı yıldızların parlaklıklarını birbirleriyle karşılaştırabilmek için mutlak kadir değerini kullanın. Yıldızlar için, gözlemciden 10 parsek uzaklıkta bulunan bir nesnenin görünen büyüklüğü olarak tanımlanır. Yıldıza olan uzaklık biliniyorsa, mutlak büyüklüğü hesaplamak kolaydır.

Güneş'in mutlak yıldız büyüklüğü +4.8'dir (görünür, hatırlayın, ?26.7). Gece gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'un görünen kadir değeri ?1.46, ancak mutlak kadir değeri sadece +1,4'tür. Ancak bu şaşırtıcı değil, çünkü gece gökyüzünün elması (bu yıldızın adı) bize yakın: sadece 8,6 ışıkyılı uzaklıkta. Ancak daha önce bahsedilen Deneb'in mutlak büyüklüğü 6,95'tir.

Paralaks

Bilim adamlarının bir yıldıza olan uzaklığı nasıl belirlediğini hiç merak ettiniz mi? Sonuçta, bu mesafe bir lazer telemetre ile ölçülemez. Aslında, her şey basit. Yıl boyunca, bir yıldızın gökyüzündeki konumu, Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesindeki dönüşü nedeniyle değişir. Bu değişime yıldızın yıllık paralaksı denir. Bir yıldız bize ne kadar yakınsa, uzaktaki yıldızların arka planına göre yer değiştirmesi o kadar büyük olur. Ancak en yakın yıldızlar için bile böyle bir kayma son derece küçüktür. Yıldızlarda paralaks tespit etmenin imkansızlığı, bir zamanlar karşı argümanlardan biriydi. güneş merkezli sistem Barış. Bunu ancak 19. yüzyılda yapmak mümkün oldu. Şu anda, paralaksları ve dolayısıyla yıldızlara olan mesafeleri ölçmek için yörüngeye özel uzay teleskopları yerleştirilmiştir. Avrupa Uzay Ajansı'nın Hipparcos teleskobu (adını yıldızları parlaklığa göre sınıflandıran Hipparcos'tan almıştır) 100.000'den fazla yıldızın paralakslarını ölçmüştür. Aralık 2013'te halefi Gaia yörüngeye fırlatıldı.

Yakındaki yıldızların uzak yıldızların arka planına karşı paralaktik yer değiştirmesi

Aslında, paralaks (ve bu sadece astronomik bir kavram değildir), gözlemcinin konumuna bağlı olarak bir nesnenin uzak bir arka plana (bizim durumumuzda daha uzak yıldızlara) göre görünen pozisyonundaki bir değişikliktir. Jeodezide de kullanılır. Fotoğraf için önemli. Paralaks, yay saniyesi (ark saniyesi) cinsinden ölçülür.

Işık yılı

Uzayda mesafeleri kilometre cinsinden ölçmek hiç de uygun değil. Örneğin, en yakın yıldızımız olan Proxima Centauri'ye olan uzaklık? 4.01?1013 kilometre (40.1 trilyon kilometre). Bu mesafeyi hayal etmek yeterince zor. Ancak bu mesafeyi ışık yılı cinsinden ölçerseniz, ışığın bir yılda kat ettiği mesafeye eşit bir uzunluk birimi, 4.2 ışıkyılı elde edersiniz. Bu kırmızı cüceden gelen ışığın bize ulaşması yaklaşık 4 yıl 3 ay sürer. Her şey basit.

parsek

Ancak astronomide kullanılan başka bir uzunluk birimi ile her şey o kadar basit değil. Parsek cinsinden ölçülen Proxima Centauri yıldızına olan uzaklık 1,3 birimdir. "Parsek" kelimesinin kendisi "paralaks" ve "ikinci" kelimelerinden oluşur (bir derecenin 1/3600'üne eşit bir yay saniyesi anlamına gelir, okul iletkisini hatırlayın). Aynı paralaks sayesinde yıldızlara olan mesafeyi ölçebiliriz. Parsek ("pc" ile gösterilir)? bu, görüş hattına dik bir astronomik birim uzunluğundaki (dünya yörüngesinin yarıçapı) bir segmentin bir yay saniyelik bir açıyla görülebildiği mesafedir.

galaktik kol

Samanyolumuz 100.000 ışıkyılı genişliğindedir. Ana galaksi türlerinden birine aittir. Samanyolu bir çubuklu sarmal gökadadır. Gökyüzünde çıplak gözle gördüğümüz tüm yıldızlar galaksimizdedir. Toplamda, Samanyolu, çeşitli tahminlere göre 200 ila 400 milyar yıldız içerir. Nasıl gezinilir ve bu milyarlarca yıldız arasında Güneş'in nerede olduğu nasıl bulunur?

Samanyolu bir sarmal gökadadır ve disk düzleminde yer alan sarmal gökada kollarına sahiptir. Galaktik kol, sarmal bir gökadanın yapısal bir öğesidir. Ana miktarda yıldız, toz ve gaz galaktik kollarda bulunur.

galaktik kollar Samanyolu

Bu tür birkaç kol vardır, ancak başlıcaları Yay kolu, Kuğu kolu, Kahraman kolu, Erboğa kolu ve Orion koludur. Bu isimleri, ana silah dizisinin gözlemlenebileceği takımyıldızların adıyla aldılar. Orion Kol diğerlerine göre küçüktür. Bazen buna Orion Mahmuzları bile denir. Uzunluğu sadece yaklaşık 11.000 ışık yılıdır. Ama bizim için bu kol, Güneş'in ve onun etrafında dönen ve bizim evimiz olan küçük Mavi Gezegen'in içinde yer almasıyla dikkate değerdir.

Apocenter ve periapsis

Yapay uyduların ve gök cisimlerinin bilinen yörüngelerinin çoğu eliptiktir. Ve herhangi bir eliptik yörünge için, her zaman merkez gövdeye en yakın ve ondan en uzak noktayı belirleyebilirsiniz. En yakın noktaya pericenter, en uzak noktaya ise apocenter denir.

Apocenter (sağda) ve periapsis (solda)

Ancak, kural olarak, "peri-" veya "apo-" dan sonra "merkez" kelimesi yerine, hareketin etrafında gerçekleştiği vücudun adını değiştirirler. Bu nedenle, Dünya'nın yapay uydularının yörüngeleri (Gaia - eski Yunanca) ve Ay'ın yörüngeleri için apogee ve perigee terimleri kullanılır. Ayın dairesel (Ay - Selena) yörüngesi için bazen apopülasyonlar ve periseleniumlar kullanılır. Güneş'e en yakın nokta (Helios), gezegenimizin veya başka bir gezegenin yörüngesindeki noktadır. Gök cismi Güneş sistemi - günberi, uzak - günötesi veya günötesi. Diğer yıldızların etrafındaki yörüngeler için (astron - yıldız) - periastron ve apoaster.

Astronomik birimi

Gezegenimizin yörüngesinin günberisi (Yörüngenin Güneş'e en yakın noktası) 147.098,290 km (0.983 astronomik birim), aphelion 152.098.232 km'dir (1.017 astronomik birim). Ancak Dünya'dan Güneş'e olan ortalama mesafeyi alırsak, uzayda uygun bir ölçü birimi elde ederiz. Kilometre cinsinden, ışık yılı ve parsek cinsinden ölçmenin zaten elverişsiz olduğu mesafeler için hala elverişsizdir. Bu ölçü birimine "astronomik birim" ("AU" olarak gösterilir) denir ve güneş sistemindeki nesneler, güneş dışı sistemler ve ayrıca ikili yıldızların bileşenleri arasındaki mesafeleri belirlemek için kullanılır. Birkaç açıklamadan sonra, astronomik birim 149597870.7 kilometreye eşit olarak kabul edilir.

Böylece Dünya, Güneş'ten 1 AB uzaklığında uzaklaşır. e., Neptün, Güneş'ten en uzak gezegen, yaklaşık 30 AU uzaklıkta. e. Güneş'ten kendisine en yakın gezegene olan mesafe - Merkür - sadece 0.39 AU'dur. e. 27 Temmuz 2018'de Mars ve Dünya arasındaki bir sonraki büyük karşılaşma sırasında, gezegenler arasındaki mesafe 0,386 AU'ya düşürülecek. e.

Roche sınırı

Uzayda hiçbir şey kalıcı değildir. Alıştığımız düzeni değiştirmek sadece milyonlarca yıl alıyor. Bu nedenle, belirli bir gözlemci birkaç milyon yıl içinde Mars'ı gözlemlerse, o zaman Mars'ta bir veya iki uydusunu bulamayabilir. Bildiğiniz gibi, kızıl gezegenin uydularının en büyüğü - Phobos - ona yüzyılda 1,8 metre yaklaşıyor. Phobos, Mars'tan sadece yaklaşık 9.000 km uzaklıkta hareket eder. Karşılaştırma için, navigasyon uydularının yörüngeleri 19.400-23.222 km yükseklikte, jeostatik yörünge 35.786 km'dir ve gezegenimizin doğal uydusu olan Ay, Dünya'dan 385.000 km uzaklıktadır.

10-11 milyon yıl daha geçecek ve Phobos, Roche sınırını geçecek ve bunun sonucunda çökecek. Adını bazı uydular için bu tür limitleri ilk hesaplayan Eduard Roche'dan alan Roche limiti, bir gezegenden (yıldız) uydusuna olan ve uydunun gelgit kuvvetleri tarafından yok edildiği uzaklıktır. Kurulduğu gibi, gezegenin çekim kuvveti, yalnızca uydunun kütle merkezindeki merkezkaç kuvveti tarafından telafi edilir. Uydunun diğer noktalarında böyle bir kuvvet eşitliği yoktur, bu da gelgit kuvvetlerinin oluşmasının nedenidir. Gelgit kuvvetlerinin etkisi sonucunda uydu önce elipsoid bir şekil alır ve Roche sınırını geçtiğinde onlar tarafından parçalanır. Ancak kırmızı gezegenin başka bir uydusunun yörüngesi - Deimos (yaklaşık 23.500 km'lik yörünge yüksekliği) - her seferinde daha da ileri. Er ya da geç, Mars'ın yerçekiminin üstesinden gelecek ve bağımsız bir yolculuğa çıkacak. Güneş Sistemi.

Laniakea

Gezegenimizin evrenin neresinde olduğunu söyleyebilir misiniz? Tabii ki, Dünya gezegeni, Samanyolu'nun küçük bir galaktik kolu olan Orion Kolu'nda bulunan güneş sistemindedir. Peki, sonra ne olacak? Gökadamız, en yakın Andromeda Gökadası, Üçgen Gökadası ve 50'den fazla gökada, Başak Üstkümesi'nin bir bileşeni olan Yerel Gökadalar Grubu olarak adlandırılan gruba dahildir.

Laniakea ve Samanyolu

Ve şimdi, Yerel gökada üstkümesi olarak da adlandırılan Başak Üstkümesi, Suyılanı-Erboğa ve Tavus Kuşu-Kızılderili üstkümesi ve Güney Üstkümesi, Laniakea adı verilen bir gökada üstkümesi oluşturuyor. Yaklaşık 100.000 galaksi içerir. Laniakea'nın çapı 500 milyon ışıkyılıdır. Karşılaştırma için, Galaksimizin çapı sadece 100.000 ışıkyılıdır. Hawaii dilinden tercüme edilen Laniakea, "engin gökyüzü" anlamına gelir. Bu, genel olarak, öngörülebilir gelecekte bu "cennetlerin" sınırına uçmamızın pek mümkün olmadığı gerçeğini doğru bir şekilde yansıtıyor.

Laniakea ve komşu galaksiler Kahraman-Balık üstkümesi

Astronomiden uzak insanlar bile yıldızların farklı parlaklıkları olduğunu bilirler. En parlak yıldızlar, aşırı pozlanmış kentsel gökyüzünde kolayca görülebilirken, en sönük yıldızlar ideal görüş koşullarında zar zor görülebilir.

Bilim adamları, yıldızların ve diğer gök cisimlerinin (örneğin gezegenler, meteorlar, Güneş ve Ay) parlaklığını karakterize etmek için bir yıldız büyüklükleri ölçeği geliştirdiler.

görünür büyüklük(m; genellikle basitçe "büyüklük" olarak anılır), gözlemcinin yakınındaki radyasyon akısını, yani yalnızca nesnenin gerçek radyasyon gücüne değil, aynı zamanda ona olan mesafeye de bağlı olan bir göksel kaynağın gözlenen parlaklığını belirtir. .

Bu, gözlemcinin yakınında bir gök cismi tarafından yaratılan aydınlatmayı karakterize eden boyutsuz astronomik bir miktardır.

aydınlatma- küçük bir yüzey alanına gelen ışık akısının kendi alanına oranına eşit ışık miktarı.
Aydınlık için ölçü birimi uluslararası sistem birim (SI) lükstür (1 lux = metrekare başına 1 lümen), CGS'de (santimetre-gram-saniye) - phot (bir phot, 10.000 lux'e eşittir).

Aydınlatma, ışık kaynağının ışık yoğunluğu ile doğru orantılıdır. Kaynak aydınlatılan yüzeyden uzaklaştıkça aydınlatması uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak azalır (ters kare kanunu).

Sübjektif olarak görülebilen yıldız büyüklüğü, parlaklık (nokta kaynaklar için) veya parlaklık (genişletilmiş olanlar için) olarak algılanır.

Bu durumda, bir kaynağın parlaklığı, standart olarak alınan diğerinin parlaklığı ile karşılaştırılarak gösterilir. Bu tür standartlar genellikle özel olarak seçilmiş değişken olmayan yıldızlardır.

Büyüklük ilk önce optik aralıktaki yıldızların görünür parlaklığının bir göstergesi olarak tanıtıldı, ancak daha sonra diğer radyasyon aralıklarına genişletildi: kızılötesi, ultraviyole.

Bu nedenle, görünen yıldız büyüklüğü m veya parlaklık, bir kaynak tarafından gözlem yerinde ışınlarına dik bir yüzey üzerinde yaratılan aydınlatma E'nin bir ölçüsüdür.

Tarihsel olarak, her şey 2000 yılı aşkın bir süre önce, antik Yunan astronomu ve matematikçisinin Hipparkos(MÖ II yy) gözle görülebilen yıldızları 6 kadire ayırmıştır.

en çok parlak yıldızlar Hipparchus ilk büyüklüğü ve en sönük, zar zor görülebilen gözle altıncıyı atadı ve geri kalanını ara büyüklükler arasında eşit olarak dağıttı. Üstelik Hipparkus, büyüklüklere bölmeyi öyle bir şekilde yapmıştır ki, 1. kadirdeki yıldızlar, 2. kadirdeki yıldızlardan daha parlak göründükleri gibi, 3. kadirdeki yıldızlardan vs. daha parlak görünürler. Yani, derecelerden derecelere , yıldızların parlaklığı bir ve aynı boyutta değişti.

Daha sonra ortaya çıktığı gibi, böyle bir ölçeğin gerçek ile bağlantısı fiziksel özellikler logaritmik, çünkü parlaklıktaki aynı sayıdaki bir değişiklik göz tarafından aynı miktardaki bir değişiklik olarak algılandığından - ampirik psikofizyolojik Weber-Fechner yasası Buna göre, duyunun yoğunluğunun, uyaranın yoğunluğunun logaritması ile doğru orantılı olduğu.

Bu, insan algısının özelliklerinden kaynaklanmaktadır, örneğin, bir avizede 1, 2, 4, 8, 16 özdeş ampul sırayla yanıyorsa, o zaman bize odadaki aydınlatmanın sürekli aynı miktarda arttığı görülüyor. . Yani, açılacak ampul sayısı aynı sayıda (örnekte iki kez) artmalıdır, böylece bize parlaklıktaki artışın sabit olduğu anlaşılıyor.

E duyusunun gücünün, P uyarıcısının fiziksel yoğunluğuna logaritmik bağımlılığı aşağıdaki formülle ifade edilir:

E = k log P + a, (1)

burada k ve a, belirli bir duyu sistemi tarafından belirlenen bazı sabitlerdir.

19. yüzyılın ortalarında İngiliz gökbilimci Norman Pogson, psikofizyolojik görme yasasını dikkate alan yıldız büyüklüklerinin ölçeğini resmileştirdi.

Dayalı gerçek sonuçlar gözlemler, o öne sürdü

BİRİNCİ BÜYÜKLÜĞÜNDE BİR YILDIZ ALTINCI DEĞERLİ BİR YILDIZDAN TAM 100 KAT PARLAKTIR.

Bu durumda, (1) numaralı ifadeye göre, görünen yıldız büyüklüğü eşitlikle belirlenir:

m = -2,5 lgE+a, (2)

2.5 - Pogson katsayısı, eksi işareti - haraç tarihsel gelenek(daha parlak yıldızların büyüklüğü, negatif dahil olmak üzere daha küçüktür);
a, ölçüm ölçeğinin temel noktasının seçimi ile ilgili uluslararası bir anlaşma ile belirlenen yıldız büyüklükleri ölçeğinin sıfır noktasıdır.

E 1 ve E 2, m 1 ve m 2 yıldız büyüklüklerine karşılık geliyorsa, (2)'den şu sonuç çıkar:

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

Büyüklükte bir m1 - m2 = 1 azalma, aydınlatma E'de yaklaşık 2.512 kat artışa yol açar. 1. kadirden 6. kadire kadar olan aralığa karşılık gelen m 1 - m 2 = 5 olduğunda, aydınlatmadaki değişiklik E 2 /E 1 =100 olacaktır.

Pogson'un klasik formu görünen yıldız büyüklükleri arasında bir ilişki kurar:

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

Bu formül, yıldız büyüklüklerindeki farkı belirlemenize izin verir, ancak büyüklüklerin kendilerini değil.

İnşa etmek için kullanmak için mutlak ölçek, ayarlamak gerekli sıfır noktası sıfır büyüklüğüne (0 m) karşılık gelen parlaklıktır. İlk olarak Vega'nın parlaklığı 0 m olarak alınmıştır. Daha sonra sıfır noktası yeniden tanımlandı, ancak görsel gözlemler için Vega hala sıfır görünen yıldız büyüklüğü standardı olarak hizmet edebilir (göre modern sistem UBV sisteminin V bandında parlaklığı +0.03 m'dir ve gözle sıfırdan ayırt edilemez).

Bununla birlikte, genellikle, yıldız büyüklüklerinin ölçeğinin sıfır noktası, geleneksel olarak, dikkatli fotometrisi çeşitli yöntemlerle gerçekleştirilen yıldızların toplamından alınır.

Ayrıca, 0 m için, E \u003d 2.48 * 10 -8 W / m² enerji değerine eşit, iyi tanımlanmış bir aydınlatma alınır. Aslında, astronomların gözlemler sırasında belirlediği aydınlanmadır ve ancak o zaman özel olarak yıldız büyüklüklerine çevrilir.

Bunu sadece "daha tanıdık" olduğu için değil, aynı zamanda büyüklük çok uygun bir kavram olduğu için yapıyorlar.

büyüklük çok uygun bir kavram olduğu ortaya çıktı

Aydınlatmayı metrekare başına watt cinsinden ölçmek son derece zahmetlidir: Güneş için değer büyüktür ve sönük teleskopik yıldızlar için çok küçüktür. Aynı zamanda, logaritmik ölçek çok geniş büyüklük değerleri aralıklarını görüntülemek için son derece uygun olduğundan, büyüklüklerle çalışmak çok daha kolaydır.

Pogson'un resmileştirmesi daha sonra büyüklükleri tahmin etmek için standart yöntem haline geldi.

Doğru, modern ölçek artık altı büyüklükle veya yalnızca görünür ışıkla sınırlı değil. Çok parlak nesneler negatif bir büyüklüğe sahip olabilir. Örneğin, en parlak yıldız olan Sirius Gök küresi, büyüklüğü eksi 1.47 m'dir. Modern ölçek ayrıca Ay ve Güneş'in değerini elde etmenizi sağlar: dolunay -12,6 m ve Güneş -26,8 m büyüklüğündedir. Hubble Yörüngeli Teleskobu, parlaklığı yaklaşık 31,5 m'ye kadar olan nesneleri gözlemleyebilir.

büyüklük ölçeği
(ölçek tersine çevrilir: daha küçük değerler daha parlak nesnelere karşılık gelir)

Bazı gök cisimlerinin görünen yıldız büyüklükleri

Güneş: -26.73
Ay (dolunay): -12.74
Venüs (maksimum parlaklıkta): -4.67
Jüpiter (maksimum parlaklıkta): -2.91
Sirius: -1.44
Vega: 0.03
Çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar: yaklaşık 6.0
100 ışıkyılı uzaklıktan Güneş: 7.30
Proxima Centauri: 11.05
En parlak kuasar: 12.9
Hubble Uzay Teleskobu tarafından fotoğraflanan en sönük nesneler: 31.5

Parlaklık, daha doğrusu, yıldızların parlaklığı, gökbilimciler büyüklükler. MÖ 2. yüzyılda Yunan astronom Hipparchus tarafından tanıtılan çok orijinal olmayan bir terim.

Hipparchus, yıldızları parlaklığa göre altı dereceye, altı kadire böldü, en parlak yıldızları birinci kadirdeki yıldızlar ve en zayıf, gözle zar zor görünen altıncı kadir olarak adlandırdı. Parlaklıkta orta dereceli yıldızlar, büyüklüklerin "adımları" yaklaşık olarak aynı olacak şekilde, öznel olarak "gözle" büyüklüklerine göre dağıtıldı.

Daha sonra, bir büyüklükten diğerine öznel olarak tek biçimli "adımların" fiziksel parlaklıkta (ışık akısı) üstel bir artışa karşılık geldiği ortaya çıktı. Başka bir deyişle, görünür parlaklık artar üzerinde adım ve fiziksel parlaklık - içinde defalarca. Bu, herhangi bir fizyolojik duyumun özelliğidir, logaritmik yasaya uyarlar: Duyum ​​yoğunluğu uyaranın yoğunluğunun logaritması ile orantılıdır..

5 yıldız birimi farkının (5 m ile gösterilir) ışık akısındaki yüz kat değişime tekabül ettiği kabul edilir. Buna göre, bir büyüklük, ışık akısındaki yaklaşık iki buçuk kat bir değişikliktir. Vega yıldızı sıfır büyüklük için seçildi, ancak en parlak yıldızlar ölçeğe sığmadı ve negatif kadire sahip, bunlar Sirius, Canopus, Alpha Centauri ve Arcturus.

Büyüklük ne kadar büyükse, yani yıldızlar ne kadar sönükse, o kadar çoktur. 6,5 m'den daha parlak tüm yıldızları içeren Parlak Yıldızlar Kataloğu'nun bir analizi, iyi bir bağımlılık sağlar: bir büyüklük artışla, yıldız sayısı 3 kat artar. Üstel bağımlılığın burada da göründüğünü unutmayın! Doğadaki birçok süreç üstel olarak tanımlanır.

Bu üstel ilişkiyi görmek için ikinci şekilde yaptığım logaritmik ölçekli grafikler kullanmak uygundur. Batlamyus'un Almagest kataloğunun yıldızları (MS 2. yüzyıl), günümüze ulaşan en eski katalog ve Ugulbek'in kataloğu da buraya eklenmiştir. Onlarda, yıldız büyüklükleri "gözle" hipparchi yöntemiyle belirlenir; yine de, genel olarak modern olanlara karşılık geldikleri açıktır. Kadir 3 ve 4 yıldızlarının fazlalığı, sönük yıldızların parlaklığının fazla tahmin edilmesiyle açıklanır. Ayrıca, antik astronomların, 5 ve 6 kadirdeki çok sayıda en sönük yıldızı göz ardı ettikleri açıkça görülmektedir.

Tanım

×

Tablo açıklaması

Masa belirli bir büyüklükten daha parlak yıldızların sayısını içerir.

Büyüklük Nihai büyüklük. Bright Star Kataloğu Bright Star Kataloğu'nda belirtilen kadirden daha parlak yıldızların sayısı. Almagest Almagest kataloğunda belirtilen büyüklükten daha parlak yıldızların sayısı. Ulugbek Ulugbek kataloğunda belirtilen büyüklükten daha parlak yıldızların sayısı.

İlk grafik büyüklükten daha parlak yıldızların sayısının büyüklüğe bağımlılığını gösterir.

İkinci grafikçeşitli kataloglar için lagoritmik bir ölçekte büyüklükten daha parlak yıldızların sayısının büyüklüğe bağımlılığını gösterir.

Bulutsuz bir gecede başınızı kaldırırsanız, birçok yıldız görebilirsiniz. O kadar çok ki, saymak imkansız görünüyor. Gök cisimlerinin ortaya çıktığı, gözle görülebilir, hala sayılır. Yaklaşık 6 bin tane var.Bu hem kuzey hem de kuzey için toplam sayıdır. güney yarım küre bizim gezegenimiz. İdeal olarak, sen ve ben, örneğin kuzey yarımkürede olmak, onların yaklaşık yarısını görmeliydik. toplam sayısı, yani bir yerde 3 bin yıldız civarında.

sayısız kış yıldızı

Ne yazık ki, mevcut tüm yıldızları göz önünde bulundurmak neredeyse imkansızdır, çünkü bu, tamamen şeffaf bir atmosfere ve herhangi bir ışık kaynağının tamamen yokluğuna sahip koşullar gerektirecektir. Derin bir kış gecesinde kendinizi şehir ışığından uzakta açık bir alanda bulsanız bile. Neden kışın? Evet, çünkü yaz geceleri çok daha parlak! Bunun nedeni, güneşin ufkun çok altında batmaması. Ancak bu durumda bile, gözümüze 2,5-3 binden fazla yıldız ulaşamayacak. Neden öyle?

Mesele şu ki, insan gözünün gözbebeği, kaliteli bir şekilde sunulursa, farklı kaynaklardan belirli miktarda ışık toplar. Bizim durumumuzda, ışık kaynakları yıldızlardır. Onları doğrudan ne kadar göreceğimiz, optik cihazın lensinin çapına bağlıdır. Doğal olarak, dürbün veya teleskopun mercek camı, göz bebeğinden daha büyük bir çapa sahiptir. Bu nedenle daha fazla ışık toplayacaktır. Sonuç olarak, astronomik aletlerin yardımıyla çok daha fazla sayıda yıldız görebilirsiniz.

Hipparchus'un gözünden yıldızlı gökyüzü

Elbette, yıldızların parlaklıklarında veya astronomların dediği gibi görünür parlaklıkta farklılık gösterdiğini fark etmişsinizdir. Uzak geçmişte, insanlar da buna dikkat etti. Antik Yunan gökbilimci Hipparchus, tüm görünür gök cisimlerini VI sınıflarına sahip yıldız büyüklüklerine ayırdı. En parlakları I'i "kazandı" ve en ifadesiz olanları kategori VI yıldızları olarak tanımladı. Geri kalanlar ara sınıflara ayrıldı.

Daha sonra, farklı yıldız büyüklüklerinin birbirleriyle bir tür algoritmik ilişkiye sahip olduğu ortaya çıktı. Ve parlaklığın eşit sayıda bozulması, gözümüz tarafından aynı mesafeden bir uzaklaşma olarak algılanır. Böylece, bir kategori I yıldızının parlaklığının, II'ninkinden yaklaşık 2,5 kat daha parlak olduğu biliniyordu.

Sınıf II bir yıldızın III'ten daha parlak olduğu ve bir gök cismi III'ün sırasıyla IV olduğu aynı sayıda. Sonuç olarak, I ve VI büyüklüklerindeki yıldızların parlaması arasındaki fark 100 kat farklıdır. Böylece, VII kategorisinin gök cisimleri, insan vizyonunun eşiğinin ötesindedir. Büyüklüğün bir yıldızın büyüklüğü değil, görünen parlaklığı olduğunu bilmek önemlidir.

Mutlak yıldız büyüklüğü nedir?

Yıldız büyüklükleri sadece görünür değil, aynı zamanda mutlaktır. Bu terim, iki yıldızı parlaklıklarına göre karşılaştırmak gerektiğinde kullanılır. Bunu yapmak için, her yıldıza geleneksel olarak 10 parseklik standart bir mesafeye başvurulur. Başka bir deyişle, bu, gözlemciden 10 PC uzakta olsaydı sahip olacağı bir yıldız nesnesinin büyüklüğüdür.

Örneğin güneşimizin büyüklüğü -26.7'dir. Ancak 10 PC'lik bir mesafeden, yıldızımız gözle zar zor görülebilen beşinci büyüklükte bir nesne olacaktır. Bundan şu sonuç çıkar: bir gök nesnesinin parlaklığı veya dedikleri gibi, bir yıldızın birim zamanda yaydığı enerji ne kadar yüksek olursa, nesnenin mutlak büyüklüğünün negatif bir değer alması o kadar olasıdır. Ve bunun tersi: parlaklık ne kadar düşükse, nesnenin pozitif değerleri o kadar yüksek olacaktır.

en parlak yıldızlar

Tüm yıldızların farklı görünür parlaklıkları vardır. Bazıları ilk büyüklükten biraz daha parlak, ikincisi çok daha zayıf. Bunun ışığında, kesirli değerler tanıtıldı. Örneğin, parlaklığındaki görünür yıldız büyüklüğü I ve II kategorileri arasında bir yerdeyse, o zaman 1.5 sınıfı yıldız olarak kabul edilir. Ayrıca büyüklükleri 2.3...4.7...vs olan yıldızlar da vardır.Örneğin, ekvator takımyıldızı Canis Minor'un bir parçası olan Procyon, Rusya'nın her yerinde en iyi Ocak veya Şubat aylarında görülür. Görünür parlaklığı 0.4'tür.

I büyüklüğünün 0'ın katı olması dikkat çekicidir. Sadece bir yıldız neredeyse tam olarak buna karşılık gelir - bu Vega, en parlak yıldız Parlaklığı yaklaşık 0.03 kadirdir. Bununla birlikte, ondan daha parlak olan armatürler var, ancak büyüklükleri olumsuz karakter. Örneğin, aynı anda iki yarım kürede gözlemlenebilen Sirius. Parlaklığı -1.5 büyüklüğündedir.

Negatif yıldız büyüklükleri sadece yıldızlara değil, diğer gök cisimlerine de atanır: Güneş, Ay, bazı gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve uzay istasyonları. Ancak, parlaklıklarını değiştirebilen yıldızlar vardır. Bunların arasında değişken parlaklık genliğine sahip birçok titreşimli yıldız vardır, ancak aynı anda birkaç titreşimin gözlemlenebildiği yıldızlar da vardır.

Yıldız büyüklüklerinin ölçümü

Astronomide, neredeyse tüm mesafeler geometrik büyüklük ölçeği ile ölçülür. Fotometrik ölçüm yöntemi, uzun mesafeler için ve ayrıca bir nesnenin parlaklığını görünür parlaklığı ile karşılaştırmanız gerektiğinde kullanılır. Temel olarak, en yakın yıldızlara olan mesafe, elipsin ana yarı ekseni olan yıllık paralaksları tarafından belirlenir. Gelecekte fırlatılacak uzay uyduları, görüntülerin görsel doğruluğunu en az birkaç kat artıracak. Ne yazık ki, 50-100 PC'den fazla mesafeler için hala başka yöntemler kullanılmaktadır.