Bu ikki narsaga bog'liq: ularning haqiqiy yorqinligi yoki ular chiqaradigan yorug'lik miqdori va bizdan masofa. Agar barcha yulduzlarning yorqinligi bir xil bo'lsa, biz ulardan olingan yorug'likning nisbiy miqdorini o'lchash orqali ularning nisbiy masofasini aniqlashimiz mumkin edi. Yorug'lik miqdori masofaning kvadratiga teskari o'zgaradi. Buni qo'shilgan rasmda ko'rish mumkin, bu erda S yulduzning yorug'lik nuqtasi sifatidagi o'rnini, A va BBBB esa har biri yulduzdan bir xil miqdorda yorug'lik olishi uchun joylashtirilgan ekranlarni ifodalaydi.

Agar kattaroq ekran A ekranidan ikki baravar uzoqroq bo'lsa, uning tomonlari ikki barobar uzun bo'lishi kerak, shunda u A ga tushadigan barcha yorug'lik miqdorini qabul qila oladi. Shunda uning yuzasi A sirtidan 4 marta katta bo'ladi. Bu shuni ko'rsatadiki, sirtning har to'rtdan biri A ga tushadigan yorug'likning to'rtdan bir qismini oladi. Shunday qilib, B dagi ko'z yoki teleskop A dagi ko'z yoki teleskop bilan solishtirganda yulduzning to'rtdan bir qismini oladi va yulduz to'rt marta xiraroq ko'rinadi.

Aslida, yulduzlar haqiqiy yorqinligi bo'yicha teng emas va shuning uchun yulduzning ko'rinadigan kattaligi uning masofasini aniq ko'rsatmaydi. Bizga yaqinroq bo'lgan yulduzlar orasida ko'plari juda zaif, ko'plari hatto yalang'och ko'zga ko'rinmas, yorqinroq yulduzlar orasida esa sizdan masofa juda katta bo'lgan yulduzlar bor. Bu borada ajoyib misol butun osmondagi ikkinchi eng yorqin yulduz bo'lgan Kanolusdir.

Shu sabablarga ko'ra, astronomlar har xil yulduzlarning bizga yuboradigan yorug'lik miqdorini yoki ularning masofalarini yoki haqiqiy yorqinligini hisobga olmagan holda, ularning ko'rinadigan yorqinligini aniqlash orqali birinchi holat bilan cheklanishga majbur bo'lishadi. Qadimgi astronomlar ko'rish mumkin bo'lgan barcha yulduzlarni 6 sinfga bo'lishdi: ko'rinadigan yorqinlikni ifodalovchi sinf raqami yulduzning kattaligi deb ataladi. Taxminan 14 ga teng eng yorqin yulduzlar birinchi kattalikdagi yulduzlar deb ataladi. Keyingi eng yorqin, taxminan 50, ikkinchi kattalikdagi yulduzlar deb ataladi. Uchinchi kattalikdagi yulduzlar 3 barobar ko'p. Taxminan bir xil progressiyada har bir kattalikdagi yulduzlar soni oltinchiga ko'payadi, ular ko'rish chegarasida yulduzlarni o'z ichiga oladi.

Yulduzlar barcha mumkin bo'lgan yorqinlik darajalarida uchraydi va shuning uchun yulduzlarning qo'shni kattaliklari o'rtasida aniq chegara chizish mumkin emas. Ikki kuzatuvchi ikki xil baho berishi mumkin; biri yulduzni ikkinchi kattalikda, ikkinchisi esa birinchi o'rinda turadi; ba'zi yulduzlar bir kuzatuvchi tomonidan 3-kattalik deb tasniflanadi, boshqa kuzatuvchi uchun esa ikkinchi kattalikdagi yulduzlar sifatida ko'rinadi. Shuning uchun yulduzlarni alohida kattaliklarga mutlaq aniqlik bilan taqsimlash mumkin emas.

Yulduz kattaligi nima

Yulduzlarning kattaligi haqidagi tushunchani osmonning har bir tasodifiy kuzatuvchisi osongina olishi mumkin. Har qanday tiniq oqshomda 1-kattalikdagi bir nechta yulduzlar ko'rinadi. 2-kattalik yulduzlariga misol qilib, Paqirning 6 ta eng yorqin yulduzlari (Katta Ariq), Qutb yulduzi, Kassiopiyaning yorqin yulduzlari kiradi. Bu yulduzlarning barchasini bir yil davomida har kecha bizning kengliklarimiz ostida ko'rish mumkin. 3-katta yulduzlar shunchalik ko'pki, ular uchun misol tanlash qiyin. Pleiadesdagi eng yorqin yulduzlar bu kattalikda. Biroq, ular boshqa 5 yulduz bilan o'ralgan, bu ularning yorqinligini baholashga ta'sir qiladi. Shimoliy Yulduzdan 15 daraja masofada Beta Ursa Minor joylashgan: u har doim ko'rinadi va Shimoliy Yulduzdan qizg'ish rangda farqlanadi; u ikkita boshqa yulduzlar orasida joylashgan bo'lib, ulardan biri 3-kattalik, ikkinchisi esa 4-kattalikdir.

Pleiadesning aniq ko'rinadigan beshta xira yulduzlari ham 4-kattalik atrofida, beshinchi kattalikdagi yulduzlar hali ham yalang'och ko'z bilan ko'rinib turadi; 6-kattalikda yaxshi ko'rish uchun zo'rg'a ko'rinadigan yulduzlar mavjud.

Zamonaviy astronomlar qabul qilmoqdalar umumiy ma'noda Qadim zamonlardan beri o'zlariga kelgan tizim, ular unga ko'proq ishonch berishga harakat qilishdi. Ehtiyotkorlik bilan olib borilgan tadqiqotlar shuni ko'rsatdiki, turli kattaliklarga mos keladigan yorug'likning haqiqiy miqdori bir kattalikdan ikkinchisiga deyarli eksponent ravishda o'zgarib turadi; bu xulosa arifmetik progressiyada sezgi o‘zgaradi, degan ma’lum psixologik qonunga mos keladi, agar uni keltirib chiqaruvchi sabab geometrik progressiyada o‘zgarsa.

Aniqlanishicha, oʻrtacha 5-kattalik yulduz oʻrtacha 6-kattalik yulduzga qaraganda 2-3 marta, 4-kattalik yulduz 5-kattalik yulduzga qaraganda 2-3 marta koʻproq yorugʻlik beradi va hokazo., 2-qiymatga qadar. Birinchi miqdor uchun farq shunchalik kattaki, har qanday o'rtacha nisbatni ko'rsatish qiyin. Masalan, Sirius Altairdan 6 baravar yorqinroq bo'lib, u odatda birinchi kattalikdagi odatdagi yulduz hisoblanadi. Zamonaviy astronomlar o'zlarining hisob-kitoblariga aniqlik berish uchun turli miqdorlar orasidagi farqni bir xil o'lchovga kamaytirishga harakat qilishdi, ya'ni ular ketma-ket ikkita sinf yulduzlarining yorqinligi nisbati ikki yarim ekanligini qabul qildilar.

Agar ko'rinadigan yulduzlarni faqat 6 ta alohida kattalikka bo'lish usuli hech qanday o'zgarishsiz qabul qilingan bo'lsa, biz yorqinligi jihatidan juda farq qiluvchi yulduzlarni bir xil sinfga kiritishimiz kerak bo'lgan qiyinchilikka duch kelamiz. Xuddi shu sinfda bir-biridan ikki baravar yorqin yulduzlar bo'lar edi. Shuning uchun natijalarning aniqligini berish uchun yulduzlarning sinfini, kattaligini doimiy o'zgarib turadigan miqdor sifatida ko'rib chiqish - kattalikning o'ndan va hatto yuzdan bir qismini kiritish kerak edi. Shunday qilib, bizda 5,0, 5,1, 5,2 va hokazo kattalikdagi yulduzlar bor yoki hatto undan ham kichikroq bo'linib, 5,11, 5,12 va hokazo yulduzlar haqida gapirishimiz mumkin.

Magnitudani o'lchash

Afsuski, yulduzdan olingan yorug'lik miqdorini aniqlashning ko'zga ta'siridan boshqa hech qanday boshqa usul hali ma'lum emas. Ikki yulduz ko'zga teng yorqinlikda ko'rinsa, teng hisoblanadi. Bunday sharoitda bizning hukmimiz juda ishonchsizdir. Shuning uchun kuzatuvchilar fotometrlar - yorug'lik miqdorini o'lchash asboblari yordamida ko'proq aniqlik berishga harakat qilishdi. Ammo bu asboblar bilan ham kuzatuvchi yorug'likning tengligi haqidagi ko'zning taxminiga tayanishi kerak. Bir yulduzning yorug'ligi shu vaqtgacha ma'lum bir nisbatda ortadi yoki kamayadi. bizning ko'zimizga boshqa yulduzning nuriga teng bo'lib ko'ringuncha; va bu ikkinchisi ham sham yoki chiroq alangasi orqali olingan sun'iy yulduz bo'lishi mumkin. O'sish yoki pasayish darajasi ikki yulduz o'rtasidagi kattalikdagi farqni aniqlaydi.

Yulduzning yorqinligini o'lchash uchun mustahkam asos yaratishga harakat qilsak, biz bu vazifani bajarish juda qiyin degan xulosaga kelamiz. Birinchidan, yulduzdan keladigan barcha nurlar biz uchun yorug'lik sifatida qabul qilinmaydi. Ammo ko'rinadigan va ko'rinmaydigan barcha nurlar qora sirt tomonidan so'riladi va uni isitishda o'z ta'sirini ifodalaydi. Shuning uchun, eng ko'p Eng yaxshi yo'l yulduzning nurlanishini o'lchash u yuboradigan issiqlikni baholashdan iborat, chunki bu yulduzda sodir bo'layotgan jarayonlarni u qila oladiganidan ko'ra aniqroq aks ettiradi. ko'rinadigan yorug'lik. Baxtga qarshi, termal harakat yulduzning nurlari shunchalik kichikki, ularni hatto zamonaviy asboblar bilan ham o'lchash mumkin emas. Hozircha biz yulduzning umumiy nurlanishini aniqlash umididan voz kechishimiz va faqat uning yorug'lik deb ataladigan qismi bilan cheklanishimiz kerak.

Shuning uchun, agar biz aniqlikka intilayotgan bo'lsak, shuni aytishimiz kerakki, yorug'lik, biz tushunganimizdek, mohiyatiga ko'ra, faqat optik asabga ta'siri bilan o'lchanishi mumkin va uning ta'sirini ko'z bilan o'lchashdan boshqa yo'l yo'q. . Yulduzlarning yorug'ligini o'lchash uchun xizmat qiladigan barcha fotometrlar shunday tuzilganki, ular bir yulduzning yorug'ligini oshirish yoki kamaytirish va uni boshqa yulduz yoki boshqa manbaning yorug'ligi bilan vizual ravishda tenglashtirish va faqat shu tarzda baholash imkonini beradi. .

Kattalik va spektr

To'g'ri natijalarga erishish qiyinligi yulduzlarning rangi bilan farqlanishi bilan ortadi. Ko'proq aniqlik bilan biz ikkita yorug'lik manbasining tengligiga ishonch hosil qilishimiz mumkin, agar ular bir xil rang soyasiga ega bo'lsa, ularning ranglari boshqacha bo'lgandan ko'ra. Noaniqlikning yana bir manbai Purkinje fenomeni deb ataladigan narsadan kelib chiqadi, uni birinchi bo'lib tasvirlagan kishining ismidan keyin. U aniqladiki, agar bizda bir xil yorqinlikdagi ikkita yorug'lik manbasi bo'lsa, lekin biri qizil, ikkinchisi yashil bo'lsa, u holda bir xil nisbatda o'sish yoki pasayish bilan bu manbalar endi yorqinlikda bir xil ko'rinmaydi. Boshqacha qilib aytganda, yarmiga yoki chorakga bo'lgan matematik aksioma teng qiymatlar ham bir-biriga teng, ko'zga yorug'lik ta'sirida qo'llanilmaydi. Yorqinlik pasayganda, yashil nuqta qizildan ko'ra yorqinroq ko'rinishni boshlaydi. Agar ikkala manbaning yorqinligini oshirsak, qizil rang yashil rangga qaraganda yorqinroq ko'rinishni boshlaydi. Boshqacha qilib aytganda, bizning ko'rishimiz uchun qizil nurlar yashil nurlarga qaraganda tezroq kuchayadi va zaiflashadi, haqiqiy yorqinligi bir xil o'zgaradi.

Bundan tashqari, aniq yorqinlikning bu o'zgarishi qonuni spektrning barcha ranglariga izchil taalluqli emasligi aniqlandi. To'g'ri, biz spektrning qizildan binafsha ranggacha bo'lgan uchiga o'tsak, sariq Yorqinlikning ma'lum bir pasayishi uchun qizil rangdan kamroq tez so'nadi, yashil esa sariqdan ham sekinroq. Ammo agar biz yashil rangdan ko'k rangga o'tadigan bo'lsak, ikkinchisi yashil kabi tez yo'qolmaydi, deb aytishimiz mumkin. Shubhasiz, bularning barchasidan kelib chiqadiki, yalang'och ko'zga bir xil yorqin ko'rinadigan turli rangdagi ikkita yulduz endi teleskopda teng ko'rinmaydi. Qizil yoki sariq yulduzlar teleskopda nisbatan yorqinroq ko'rinadi, yashil va mavimsi yulduzlar yalang'och ko'zga nisbatan yorqinroq ko'rinadi.

Shunday qilib, biz xulosa qilishimiz mumkinki, o'lchov vositalarining sezilarli darajada yaxshilanishiga, mikroelektronika va kompyuterlarning rivojlanishiga qaramay, vizual kuzatishlar hali ham astronomiyada eng muhim rol o'ynaydi va yaqin kelajakda bu rolning kamayishi dargumon.

Sizning e'tiboringizga astronomiya bo'yicha bilimingizni chuqurlashtiradigan bir nechta atamalarni taqdim etamiz.

Ko'rinadigan kattalik

Yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin bo'lgan tungi osmondagi yulduzlar soni ko'rinadigan darajada ko'p emas. Agar siz yaxshi ko'rish qobiliyatiga ega bo'lsangiz va shahar tashqarisida, ko'cha yoritgichlaridan uzoqda bo'lsangiz, kuzatish uchun 6000 ga yaqin yulduzlar mavjud bo'ladi. Shu bilan birga, ularning yarmi har doim ufqdan tashqarida kuzatuvchidan yashirin bo'ladi. Ammo bu miqdor yulduzlarning yorqinligi bilan qanday farq qilishini bilish uchun etarli. Buni qadimgi olimlar ham payqashgan. Miloddan avvalgi 2-asrda yashagan qadimgi yunon matematigi va astronomi Gipparx oʻzi kuzatgan barcha yulduzlarni olti kattalikka boʻlgan. U eng yorqinini birinchi kattalikka, eng xiraligini - oltinchiga bog'ladi. Umuman olganda, bu tamoyil bugungi kunda ham qo'llaniladi. Ammo bugungi kunda astronomiyaning imkoniyatlari son-sanoqsiz yulduzlarni kuzatish imkonini beradi, ularning aksariyati shunchalik xiralashganki, ularni oddiy ko'z bilan kuzatishning iloji yo'q. Va kattalik tushunchasi nafaqat uzoq yulduzlar uchun, balki boshqa ob'ektlar uchun ham qo'llaniladi - Quyosh, Oy, sun'iy yo'ldoshlar, sayyoralar va boshqalar. Shuning uchun yulduz kattaligi o'lchovsiz deb hisoblanadi raqamli xarakteristikasi ob'ekt yorqinligi.

Yuqoridagilardan kelib chiqqan holda, eng yorqin jismlarning ko'rinadigan kattaligi salbiy bo'ladi. Taqqoslash uchun, Quyoshning kattaligi -26,7, yulduzimizga eng yaqin yulduzning kattaligi, lekin yalang'och ko'zga ko'rinmaydigan Proksima Kentavr yulduzi +11,1 ni tashkil qiladi. Marsning maksimal kattaligi? 2.91. Yosh rossiyalik olimlar tomonidan yaratilgan va orbitaga chiqarilishi rejalashtirilgan “Mayak” sun’iy yo‘ldoshi rejalashtirilganidek magnitudasi 10 balldan oshmasligi kerak. Va agar hamma narsa yaxshi bo'lsa, u bir muncha vaqt tungi osmondagi eng yorqin ob'ektga aylanadi, agar siz to'lin oyda Oyni hisoblamasangiz (? 12,74).

Mutlaq kattalik

Deneb - fanga ma'lum bo'lgan eng katta yulduzlardan biri, magnitudasi +1,25. Uning diametri taxminan Yer orbitasining diametriga teng va Quyosh diametridan 110 marta kattaroqdir. Bu gigantgacha bo'lgan masofa 1640 yorug'lik yili. Olimlar hali ham bu masala bo'yicha bahslashayotgan bo'lsa-da, u allaqachon juda uzoqda. Bu masofadagi yulduzlarning aksariyatini faqat teleskop orqali ko'rish mumkin. Agar biz bu yulduzga yaqinroq bo'lganimizda, osmondagi Denebning yorqinligi ancha yuqori bo'lar edi. Shunday qilib, ko'rinadigan yulduz kattaligi ob'ektning yorqinligiga ham, unga bo'lgan masofaga ham bog'liq. Turli yulduzlarning yorqinligini bir-biri bilan taqqoslash uchun mutlaq kattalikdan foydalaning. Yulduzlar uchun u ob'ektning ko'rinadigan kattaligi sifatida aniqlanadi, agar u kuzatuvchidan 10 parsek masofada joylashgan bo'lsa. Agar yulduzgacha bo'lgan masofa ma'lum bo'lsa, mutlaq kattalikni hisoblash oson.

Quyoshning mutlaq yulduz kattaligi +4,8 (ko'rinadigan, eslaylik, ?26,7). Tungi osmondagi eng yorqin yulduz Siriusning ko'rinadigan kattaligi - 1,46, lekin mutlaq kattaligi bor-yo'g'i +1,4. Biroq, bu ajablanarli emas, chunki tungi osmonning olmosi (bu yulduz shunday deyiladi) bizga yaqin: atigi 8,6 yorug'lik yili masofasida. Ammo yuqorida aytib o'tilgan Denebning mutlaq kattaligi 6,95 ni tashkil qiladi.

Parallaks

Olimlar yulduzgacha bo'lgan masofani qanday aniqlashlari haqida hech o'ylab ko'rganmisiz? Axir, bu masofani lazerli masofa o'lchagich bilan o'lchash mumkin emas. Aslida, hamma narsa oddiy. Yil davomida yulduzning osmondagi pozitsiyasi Yerning Quyosh atrofida aylanishi tufayli o'zgaradi. Bu o'zgarish yulduzning yillik paralaksi deb ataladi. Yulduz bizga qanchalik yaqin bo'lsa, uzoqroqda joylashgan yulduzlar fonida uning siljishi shunchalik katta bo'ladi. Ammo eng yaqin yulduzlar uchun ham bunday siljish juda kichikdir. Yulduzlarda parallaksni aniqlashning mumkin emasligi bir vaqtlar qarshi dalillardan biri edi geliotsentrik tizim tinchlik. Buni faqat 19-asrda qilish mumkin edi. Hozirgi vaqtda orbitaga paralakslarni va shuning uchun yulduzlargacha bo'lgan masofani o'lchash uchun maxsus kosmik teleskoplar qo'yilgan. Evropa kosmik agentligining Hipparcos teleskopi (yulduzlarni yorqinligi bo'yicha tasniflagan o'sha Giparkos nomi bilan atalgan) 100 000 dan ortiq yulduzlarning paralakslarini o'lchagan. 2013 yil dekabr oyida uning vorisi Gaia orbitaga chiqarildi.

Uzoq yulduzlar fonida yaqin yulduzlarning paralaktik siljishi

Aslida, parallaks (va bu nafaqat astronomik tushuncha) ob'ektning uzoq fonga (bizning holimizda, uzoqroq yulduzlarga) nisbatan kuzatuvchining pozitsiyasiga qarab ko'rinadigan pozitsiyasining o'zgarishi. U geodeziyada ham qo'llaniladi. Suratga olish uchun muhim. Parallaks yoy soniyalarida (yoyning soniyalarida) o'lchanadi.

Yorug'lik yili

Kosmosdagi masofani kilometrlarda o'lchash umuman qulay emas. Masalan, bizning eng yaqin yulduzimiz Proksima Sentavrgacha bo'lgan masofa? 4,01?1013 kilometr (40,1 trillion kilometr). Bu masofani tasavvur qilish juda qiyin. Ammo agar siz bu masofani yorug'lik yillarida, yorug'likning bir yilda bosib o'tgan masofasiga teng uzunlik birligini o'lchasangiz, siz 4,2 yorug'lik yiliga ega bo'lasiz. Bu qizil mitti yorug'lik bizga yetib borishi uchun taxminan 4 yilu 3 oy vaqt ketadi. Hammasi oddiy.

Parsek

Ammo astronomiyada ishlatiladigan boshqa uzunlik birligi bilan hamma narsa juda oddiy emas. Parsek bilan o'lchanadigan Proksima Sentavr yulduzigacha bo'lgan masofa 1,3 birlikni tashkil qiladi. "Parsek" so'zining o'zi "parallaks" va "ikkinchi" so'zlaridan hosil bo'lgan (darajaning 1/3600 ga teng yoyni anglatadi, maktab transportyorini eslang). Xuddi shu parallaks, buning yordamida biz yulduzlargacha bo'lgan masofani o'lchashimiz mumkin. Parsek ("kompyuter" bilan belgilanadi)? bu ko'rish chizig'iga perpendikulyar bo'lgan bir astronomik birlik (er orbitasining radiusi) bo'lgan segment bir yoy sekundlik burchak ostida ko'rinadigan masofa.

galaktik qo'l

Bizning Somon yo'lining kengligi 100 000 yorug'lik yili. U galaktikalarning asosiy turlaridan biriga kiradi. Somon yo'li to'siqli spiral galaktikadir. Yalang'och ko'z bilan osmonda ko'rgan barcha yulduzlar bizning Galaktikamizda. Umuman olganda, Somon yo'li turli hisob-kitoblarga ko'ra, 200 dan 400 milliardgacha yulduzlarni o'z ichiga oladi. Qanday qilib navigatsiya qilish va Quyosh bu milliardlab yulduzlar orasida qayerda ekanligini aniqlash mumkin?

Somon yo'li spiral galaktika bo'lib, uning disk tekisligida joylashgan spiral galaktika qo'llari bor. Galaktik qo'l - spiral galaktikaning strukturaviy elementi. Yulduzlarning asosiy miqdori, chang va gaz galaktika qo'llarida joylashgan.

galaktik qo'llar Somon yo'li

Bunday qo'llar bir necha bor, lekin asosiylari - yoy qo'li, Cygnus qo'li, Perseus qo'li, Kentavr qo'li va Orion qo'li. Ular bunday nomlarni asosiy qurollar to'plamini kuzatish mumkin bo'lgan yulduz turkumlari nomi bilan oldilar. Orion qo'li boshqalarga qaraganda kichikroq. Ba'zan uni hatto Orion nayzasi deb ham atashadi. Uning uzunligi atigi 11000 yorug'lik yili. Lekin biz uchun bu qoʻl Quyosh va uning atrofida aylanadigan va bizning uyimiz boʻlgan kichik Moviy sayyora unda joylashganligi bilan ajralib turadi.

Aposentr va periapsis

Sun'iy yo'ldoshlar va osmon jismlarining ma'lum bo'lgan orbitalarining aksariyati elliptikdir. Va har qanday elliptik orbita uchun siz har doim markaziy tanaga eng yaqin va undan uzoqroq nuqtani belgilashingiz mumkin. Eng yaqin nuqta peritsentr, eng uzoq nuqta esa aposentr deb ataladi.

Aposentr (o'ngda) va periapsis (chapda)

Ammo, qoida tariqasida, "markaz" so'zi o'rniga "peri-" yoki "apo-" dan keyin ular harakat sodir bo'ladigan tananing nomini almashtiradilar. Shunday qilib, Yerning sun'iy yo'ldoshlari orbitalari (Gaia - qadimgi yunoncha) va Oyning orbitalari uchun apogey va perigey atamalari qo'llaniladi. Aylana (Oy - Selena) orbitasi uchun ba'zan apopulyatsiyalar va periseleniumlar qo'llaniladi. Quyoshga eng yaqin nuqta (Helios) bizning sayyoramiz yoki boshqa orbitadagi nuqtadir samoviy jism Quyosh tizimi - perigelion, uzoq - afelion yoki apohelion. Boshqa yulduzlar atrofidagi orbitalar uchun (astron - yulduz) - periastron va apoaster.

astronomik birlik

Sayyoramiz orbitasining perigelioni (orbitaning Quyoshga eng yaqin nuqtasi) 147 098 290 km (0,983 astronomik birlik), afeliy 152 098 232 km (1,017 astronomik birlik). Ammo agar biz Yerdan Quyoshgacha bo'lgan o'rtacha masofani oladigan bo'lsak, u holda biz kosmosda qulay o'lchov birligini olamiz. Kilometrlarda o'lchash allaqachon noqulay bo'lgan masofalar uchun va yorug'lik yillari va parseklarda bu hali ham noqulay. Bunday o'lchov birligi "astronomik birlik" ("AU" deb belgilanadi) deb ataladi va quyosh tizimidagi ob'ektlar, quyoshdan tashqari tizimlar, shuningdek, qo'shaloq yulduzlarning tarkibiy qismlari orasidagi masofani aniqlash uchun ishlatiladi. Bir nechta aniqliklardan so'ng astronomik birlik 149597870,7 kilometrga teng deb tan olingan.

Shunday qilib, Yer Quyoshdan 1 AU masofada chiqariladi. e., Neptun, Quyoshdan eng uzoqda joylashgan sayyora, taxminan 30 AU masofasida. e) Quyoshdan unga eng yaqin sayyora - Merkuriygacha bo'lgan masofa bor-yo'g'i 0,39 AB. e) Va Mars va Yer o'rtasidagi navbatdagi buyuk qarama-qarshilik paytida, 2018 yil 27 iyulda sayyoralar orasidagi masofa 0,386 AU ga qisqaradi. e.

Roche chegarasi

Kosmosda hech narsa doimiy emas. Biz ko'nikkan tartibni o'zgartirish uchun millionlab yillar kerak bo'ladi. Shunday qilib, agar ma'lum bir kuzatuvchi bir necha million yil ichida Marsni kuzatsa, unda u bir yoki hatto ikkita sun'iy yo'ldoshini topa olmasligi mumkin. Ma'lumki, qizil sayyora sun'iy yo'ldoshlarining eng kattasi - Fobos unga asrda 1,8 metrga yaqinlashmoqda. Fobos Marsdan atigi 9000 km uzoqlikda harakat qiladi. Taqqoslash uchun, navigatsiya sun’iy yo‘ldoshlarining orbitalari 19400–23222 km balandlikda, geostatsionar orbita 35786 km, sayyoramizning tabiiy sun’iy yo‘ldoshi Oy esa Yerdan 385 000 km uzoqlikda joylashgan.

Yana 10-11 million yil o'tadi va Phobos o'zining Roche chegarasidan o'tadi, natijada u qulab tushadi. Ba'zi sun'iy yo'ldoshlar uchun bunday chegaralarni birinchi bo'lib hisoblab chiqqan Eduard Roche nomi bilan atalgan Roche chegarasi sayyora (yulduz) dan uning sun'iy yo'ldoshigacha bo'lgan masofa bo'lib, uning yaqinida sun'iy yo'ldosh to'lqin kuchlari tomonidan yo'q qilinadi. Aniqlanganidek, sayyoraning tortishish kuchi faqat sun'iy yo'ldoshning massa markazida markazdan qochma kuch bilan qoplanadi. Sun'iy yo'ldoshning boshqa nuqtalarida bunday kuchlar tengligi yo'q, bu to'lqin kuchlarining shakllanishiga sabab bo'ladi. To'lqin kuchlarining ta'siri natijasida sun'iy yo'ldosh birinchi navbatda ellipsoidal shaklga ega bo'ladi va u Roche chegarasidan o'tib, ular tomonidan parchalanadi. Ammo qizil sayyoraning boshqa sun'iy yo'ldoshining orbitasi - Deimos (orbital balandligi taxminan 23500 km) - har safar uzoqroq va uzoqroq. Ertami-kechmi, u Marsning tortishish kuchini engib, mustaqil sayohatga chiqadi quyosh sistemasi.

Laniakea

Sayyoramiz koinotda qayerda ekanligini ayta olasizmi? Albatta, Yer sayyorasi quyosh tizimida, u o'z navbatida Orion qo'lida - Somon yo'lining kichik galaktik qo'lida joylashgan. Xo'sh, keyin nima? Bizning galaktikamiz, eng yaqin Andromeda galaktikasi, Uchburchak galaktikasi va 50 dan ortiq galaktikalar Virgo superklasterining tarkibiy qismi bo'lgan mahalliy galaktikalar guruhiga kiritilgan.

Laniakea va Somon yo'li

Endi esa, Lokal galaktikalar ustki klasteri deb ham ataladigan Virgo superklasteri, Gidra-Centaurus va Peacock-Hind superklasterlari, shuningdek, Janubiy superklaster Laniakea deb nomlangan galaktikalar superklasterini tashkil qiladi. U taxminan 100 000 galaktikani o'z ichiga oladi. Laniakea diametri 500 million yorug'lik yili. Taqqoslash uchun, bizning Galaktikamizning diametri atigi 100 000 yorug'lik yili. Gavayi tilidan tarjima qilingan Laniakea "keng osmon" degan ma'noni anglatadi. Bu, umuman olganda, yaqin kelajakda biz ushbu "osmonlar" chetiga ucha olmasligimizni aniq aks ettiradi.

Laniakea va Perseus-Pisces galaktikalarining qo'shni superklasteri

Hatto astronomiyadan uzoq odamlar ham yulduzlarning yorqinligi turlicha ekanligini bilishadi. Eng yorqin yulduzlar haddan tashqari ochiq shahar osmonida osongina ko'rinadi, eng zaif yulduzlar esa ideal ko'rish sharoitida deyarli ko'rinmaydi.

Yulduzlar va boshqa samoviy jismlarning (masalan, sayyoralar, meteorlar, Quyosh va Oy) yorqinligini tavsiflash uchun olimlar yulduz kattaliklari shkalasini ishlab chiqdilar.

Ko'rinadigan kattalik(m; ko'pincha oddiygina "kattalik" deb ataladi) kuzatuvchi yaqinidagi radiatsiya oqimini, ya'ni samoviy manbaning kuzatilgan yorqinligini ko'rsatadi, bu nafaqat ob'ektning haqiqiy nurlanish kuchiga, balki ob'ektgacha bo'lgan masofaga ham bog'liq. bu.

Bu kuzatuvchi yaqinidagi samoviy jism tomonidan yaratilgan yorug'likni tavsiflovchi o'lchovsiz astronomik miqdor.

yoritish- yorug'lik miqdori, kichik sirt maydoniga tushgan yorug'lik oqimining uning maydoniga nisbatiga teng.
Yoritish uchun o'lchov birligi xalqaro tizim birlik (SI) lyuks (1 lyuks = kvadrat metr uchun 1 lümen), CGS (santimetr-gram-soniya) da - phot (bir phot 10 000 lyuksga teng).

Yoritish yorug'lik manbasining yorug'lik intensivligiga to'g'ridan-to'g'ri proportsionaldir. Manba yoritilgan sirtdan uzoqlashganda uning yoritilishi masofa kvadratiga teskari proportsional ravishda kamayadi (teskari kvadrat qonuni).

Subyektiv ravishda ko'rinadigan yulduz kattaligi yorqinlik (nuqta manbalari uchun) yoki yorqinlik (kengaytirilganlar uchun) sifatida qabul qilinadi.

Bunday holda, bitta manbaning yorqinligi standart sifatida olingan boshqasining yorqinligi bilan solishtirish orqali ko'rsatiladi. Bunday standartlar odatda maxsus tanlangan o'zgarmas yulduzlardir.

Kattalik birinchi bo'lib optik diapazondagi yulduzlarning ko'rinadigan yorqinligining ko'rsatkichi sifatida kiritilgan, ammo keyinchalik boshqa nurlanish diapazonlariga: infraqizil, ultrabinafsha nurlarga tarqaldi.

Shunday qilib, ko'rinadigan yulduz kattaligi m yoki yorqinligi kuzatuv joyidagi uning nurlariga perpendikulyar yuzada manba tomonidan yaratilgan E yorug'lik o'lchovidir.

Tarixiy jihatdan hammasi 2000 yil oldin, qadimgi yunon astronomi va matematigi Gipparx(miloddan avvalgi II asr) ko'zga ko'rinadigan yulduzlarni 6 magnitudaga ajratgan.

eng ko'p yorqin yulduzlar Gipparx birinchi kattalikni, eng xira, zo'rg'a ko'rinadigan ko'z bilan oltinchini tayinladi va qolganini oraliq kattaliklar orasida teng ravishda taqsimladi. Bundan tashqari, yulduz kattaliklariga bo'linish Gipparx tomonidan amalga oshirildi, shunda 1-kattalikdagi yulduzlar 2-kattalikdagi yulduzlarga qaraganda yorqinroq ko'rinardi, chunki ular 3-kattalikdagi yulduzlarga qaraganda yorqinroq ko'rinadi va hokazo. Ya'ni gradatsiyadan gradatsiyagacha. , yulduzlarning yorqinligi bir xil o'lchamga o'zgargan.

Keyinchalik ma'lum bo'lishicha, bunday o'lchovning haqiqiy bilan bog'liqligi jismoniy miqdorlar logarifmik, chunki yorqinlikning bir xil miqdordagi o'zgarishi ko'z tomonidan bir xil miqdordagi o'zgarish sifatida qabul qilinadi - empirik psixofiziologik Weber-Fechner qonuni, unga ko'ra sezish intensivligi qo'zg'atuvchining intensivligining logarifmiga to'g'ridan-to'g'ri proportsionaldir.

Bu inson idrokining o'ziga xos xususiyatlari bilan bog'liq, masalan, qandilda 1, 2, 4, 8, 16 bir xil lampochkalar ketma-ket yoqilsa, bizga xonadagi yorug'lik doimiy ravishda bir xil miqdorda o'sib borayotgandek tuyuladi. . Ya'ni, yoqilgan lampalar soni bir xil marta (misolda, ikki marta) ko'payishi kerak, shunda bizga yorqinlikning oshishi doimiy bo'lib tuyuladi.

E sezgi kuchining P qo'zg'atuvchining jismoniy intensivligiga logarifmik bog'liqligi formula bilan ifodalanadi:

E = k log P + a, (1)

bu yerda k va a berilgan sezgi sistemasi tomonidan aniqlangan ba'zi konstantalar.

19-asrning o'rtalarida Ingliz astronomi Norman Pogson ko'rishning psixofiziologik qonunini hisobga olgan yulduz kattaliklari shkalasini rasmiylashtirdi.

Shunga asosan haqiqiy natijalar kuzatishlar, u buni taxmin qildi

BIRINCHI MAGNITUDALI YULDUZ OLTINCHI QIMMATDAGI YULDUZDAN TANGI 100 MARTA YORQINLI.

Bunday holda, (1) ifodaga muvofiq, ko'rinadigan yulduz kattaligi tenglik bilan aniqlanadi:

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

2.5 - Pogson koeffitsienti, minus belgisi - o'lpon tarixiy an'ana(yorqinroq yulduzlar kichikroq, shu jumladan salbiy kattalikka ega);
a - o'lchov shkalasining tayanch nuqtasini tanlash bilan bog'liq xalqaro shartnomada belgilangan yulduz kattaligi shkalasining nol nuqtasi.

Agar E 1 va E 2 yulduz kattaliklari m 1 va m 2 ga mos kelsa, (2) dan shunday chiqadi:

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

Kattalikning bir m1 - m2 = 1 ga kamayishi E yorug'ligining taxminan 2,512 marta oshishiga olib keladi. 1 dan 6 gacha bo'lgan diapazonga mos keladigan m 1 - m 2 = 5 bo'lganda, yorug'likning o'zgarishi E 2 /E 1 =100 bo'ladi.

Pogson formulasi klassik shaklda ko'rinadigan yulduz kattaliklari o'rtasidagi munosabatni o'rnatadi:

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

Ushbu formula yulduz kattaliklaridagi farqni aniqlashga imkon beradi, lekin kattaliklarning o'zini emas.

Uni qurish uchun ishlatish uchun mutlaq masshtab, belgilash zarur nol nuqtasi nol kattalikka (0 m) mos keladigan yorqinlikdir. Birinchidan, Vega yorqinligi 0 m sifatida qabul qilindi. Keyin nol nuqta qayta aniqlandi, ammo vizual kuzatishlar uchun Vega hali ham nol ko'rinadigan yulduz kattaligi standarti bo'lib xizmat qilishi mumkin (ko'ra zamonaviy tizim, UBV tizimining V bandida uning yorqinligi +0,03 m ni tashkil qiladi, bu ko'z bilan noldan farq qilmaydi).

Biroq, odatda, kattalik shkalasining nol nuqtasi shartli ravishda ehtiyotkorlik bilan fotometriyasi turli usullar bilan amalga oshirilgan yulduzlar yig'indisidan olinadi.

Shuningdek, 0 m uchun E \u003d 2,48 * 10 -8 Vt / m² energiya qiymatiga teng bo'lgan aniq belgilangan yoritish olinadi. Aslida, bu astronomlar kuzatishlar davomida aniqlaydigan yorug'likdir va shundan keyingina u maxsus yulduz kattaligiga aylantiriladi.

Ular buni nafaqat "bu ko'proq tanish" bo'lgani uchun, balki kattalik juda qulay tushunchaga aylangani uchun ham qiladi.

kattalik juda qulay tushuncha bo'lib chiqdi

Kvadrat metr uchun vattda yoritishni o'lchash juda og'ir: Quyosh uchun qiymat katta, zaif teleskopik yulduzlar uchun esa juda kichik. Shu bilan birga, kattaliklar bilan ishlash ancha oson, chunki logarifmik shkala kattalik qiymatlarining juda katta diapazonlarini ko'rsatish uchun juda qulaydir.

Pogsonning rasmiylashtirilishi keyinchalik kattaliklarni baholashning standart usuliga aylandi.

To'g'ri, zamonaviy shkala endi olti kattalik yoki faqat ko'rinadigan yorug'lik bilan cheklanmaydi. Juda yorqin ob'ektlar salbiy kattalikka ega bo'lishi mumkin. Masalan, Sirius, eng yorqin yulduz samoviy sfera, minus 1,47 m magnitudasiga ega. Zamonaviy shkala, shuningdek, Oy va Quyoshning qiymatini olish imkonini beradi: to'lin oy -12,6 m, Quyosh esa -26,8 m. Hubble orbital teleskopi yorqinligi taxminan 31,5 m gacha bo'lgan ob'ektlarni kuzatishi mumkin.

kattalik shkalasi
(shkala teskari: kichikroq qiymatlar yorqinroq narsalarga mos keladi)

Ayrim samoviy jismlarning zohiriy yulduz kattaliklari

Quyosh: -26.73
Oy (to'lin oy): -12.74
Venera (maksimal yorqinlikda): -4,67
Yupiter (maksimal yorqinlikda): -2.91
Sirius: -1.44
Vega: 0,03
Yalang'och ko'zga ko'rinadigan eng zaif yulduzlar: taxminan 6,0
Quyosh 100 yorug'lik yili masofasidan: 7.30
Proksima Sentavr: 11.05
Eng yorqin kvazar: 12,9
Hubble kosmik teleskopi tomonidan suratga olingan eng zaif ob'ektlar: 31,5

Yorqinlikni, aniqrog'i, yulduzlarning yorqinligini astronomlar o'lchaydilar kattaliklar. Miloddan avvalgi II asrda yunon astronomi Gipparx tomonidan kiritilgan juda original atama.

Gipparx yulduzlarni yorqinligi bo'yicha olti darajaga, olti magnitudaga bo'lib, eng yorqin yulduzlarni birinchi kattalikdagi yulduzlar va eng zaif, ko'zga zo'rg'a ko'rinadigan, oltinchi kattalikdagi yulduzlar deb atagan. Yorqinligi bo'yicha oraliq yulduzlar kattalik bo'yicha sub'ektiv ravishda "ko'z bilan" taqsimlangan, shuning uchun kattaliklarning "qadamlari" taxminan bir xil bo'lgan.

Keyinchalik ma'lum bo'ldiki, bir yulduz kattaligidan ikkinchisiga sub'ektiv ravishda bir xil "qadamlar" fizik yorqinlikning (yorug'lik oqimi) eksponensial o'sishiga mos keladi. Boshqacha qilib aytganda, ko'rinadigan yorqinlik kuchayadi ustida qadam va jismoniy yorqinlik - ichida qayta-qayta. Bu har qanday fiziologik sezgilarning xususiyati bo'lib, ular logarifmik qonunga bo'ysunadi: sezish intensivligi qo'zg'atuvchining intensivligining logarifmiga proportsionaldir.

5 yulduz birliklarining farqi (5 m bilan belgilanadi) yorug'lik oqimining yuz barobar o'zgarishiga to'g'ri kelishi qabul qilinadi. Shunga ko'ra, bir kattalik yorug'lik oqimining taxminan ikki yarim barobar o'zgarishidir. Vega yulduzi nol kattalik uchun tanlangan, ammo eng yorqin yulduzlar masshtabga to'g'ri kelmadi va salbiy kattalikka ega, bular Sirius, Kanopus, Alfa Sentavr va Arktur.

Yulduzlar qanchalik katta bo'lsa, ya'ni yulduzlar qanchalik xira bo'lsa, shuncha ko'p bo'ladi. 6,5 m dan ortiq yorqin barcha yulduzlarni o'z ichiga olgan Yorqin yulduzlar katalogini tahlil qilish yaxshi bog'liqlikni beradi: bir magnitudaga ko'tarilganda, yulduzlar soni 3 baravar ko'payadi. E'tibor bering, eksponensial qaramlik bu erda ham paydo bo'ladi! Tabiatdagi ko'plab jarayonlar eksponensial bilan tavsiflanadi.

Ushbu eksponensial munosabatni ko'rish uchun logarifmik o'lchovli grafiklardan foydalanish qulay, men buni ikkinchi rasmda qilaman. Ptolemeyning “Almagest” katalogi (milodiy 2-asr), bizgacha yetib kelgan eng qadimgi katalogi va Ugulbek katalogining yulduzlari ham u yerga qo‘shilgan. Ularda yulduz kattaliklari "ko'z bilan" hipparchi usuli bilan aniqlanadi; shunga qaramay, ular, umuman olganda, zamonaviylarga mos kelishi aniq. 3 va 4 yulduzlar kattaligidan oshib ketishi xira yulduzlarning yorqinligini ortiqcha baholash bilan izohlanadi. Bundan tashqari, qadimgi astronomlar 5 va 6 magnitudali eng zaif yulduzlarning juda ko'p sonini o'tkazib yuborganliklari aniq ko'rinib turibdi.

Tavsif

×

Jadval tavsifi

Jadval ma'lum bir kattalikdan yorqinroq yulduzlar sonini o'z ichiga oladi.

Kattalik Oxirgi kattalik. Yorqin yulduzlar katalogi Yorqin yulduzlar katalogidagi belgilangan kattalikdan yorqinroq yulduzlar soni. Almagest Almagest katalogidagi belgilangan kattalikdan yorqinroq yulduzlar soni. Ulug'bek Ulug'bek katalogidan belgilangan kattalikdan yorqinroq yulduzlar soni.

Birinchi diagramma kattalikdan yorqinroq yulduzlar sonining kattalikka bog'liqligini ko'rsatadi.

Ikkinchi diagramma turli kataloglar uchun lagoritmik shkalada kattalikdan yorqinroq yulduzlar sonining kattalikka bog'liqligini ko'rsatadi.

Agar siz bulutsiz tunda boshingizni ko'tarsangiz, ko'plab yulduzlarni ko'rishingiz mumkin. Shunchalik ko'pki, sanab bo'lmasdek tuyuladi. Ma'lum bo'lishicha, samoviy jismlar, ko'zga ko'rinadigan, hali ham hisobga olinadi. Ularning 6 mingga yaqini bor, bu shimoliy va shimoliy hududlar uchun umumiy soni janubiy yarim sharlar bizning sayyoramiz. Ideal holda, siz va men, masalan, shimoliy yarim sharda bo'lganimizda, ularning yarmini ko'rgan bo'lishimiz kerak edi. umumiy soni, ya'ni 3 ming yulduz atrofida.

Son-sanoqsiz qish yulduzlari

Afsuski, mavjud bo'lgan barcha yulduzlarni ko'rib chiqish deyarli mumkin emas, chunki buning uchun mutlaqo shaffof atmosfera va yorug'lik manbalarining to'liq yo'qligi kerak bo'ladi. Qishning chuqur kechasida o'zingizni shahar yorug'ligidan uzoqda ochiq maydonda topsangiz ham. Nega qishda? Ha, chunki yoz kechalari ancha yorqinroq! Bu quyoshning ufqdan uzoqqa botmasligi bilan bog'liq. Ammo bu holatda ham bizning ko'zimizga 2,5-3 ming yulduzdan ko'p bo'lmaydi. Nega shunday?

Gap shundaki, inson ko'zining qorachig'i, agar u turli manbalardan ma'lum miqdordagi yorug'lik to'plami sifatida taqdim etilsa. Bizning holatlarimizda yorug'lik manbalari yulduzlardir. Ularni qancha ko'rishimiz to'g'ridan-to'g'ri optik qurilma linzalarining diametriga bog'liq. Tabiiyki, durbin yoki teleskopning linzali oynasi ko'z qorachig'idan kattaroq diametrga ega. Shuning uchun u ko'proq yorug'lik to'playdi. Natijada, astronomik asboblar yordamida siz juda ko'p miqdordagi yulduzlarni ko'rishingiz mumkin.

Yulduzli osmon Gipparxning ko'zlari bilan

Albatta, siz yulduzlarning yorqinligi yoki astronomlar aytganidek, yorqinligi bilan farq qilishini payqadingiz. Uzoq o'tmishda odamlar ham bunga e'tibor berishgan. Qadimgi yunon astronomi Hipparx barcha ko'rinadigan osmon jismlarini VI sinfga ega bo'lgan yulduz kattaliklariga ajratdi. Ularning eng yorqinlari meni "ishlab oldi", u eng ifodasizlarini esa VI toifadagi yulduzlar deb ta'rifladi. Qolganlari oraliq sinflarga bo'lingan.

Keyinchalik, turli xil yulduz kattaliklari bir-biri bilan qandaydir algoritmik aloqaga ega ekanligi ma'lum bo'ldi. Va yorug'likning teng miqdordagi buzilishi bizning ko'zimiz tomonidan bir xil masofaga olib tashlash sifatida qabul qilinadi. Shunday qilib, I toifadagi yulduzning yorqinligi II ga qaraganda taxminan 2,5 baravar yorqinroq ekanligi ma'lum bo'ldi.

Xuddi shu sonli II sinf yulduzi III dan yorqinroq, III samoviy jism esa mos ravishda IV ga teng. Natijada, I va VI kattalikdagi yulduzlarning porlashi orasidagi farq 100 marta farq qiladi. Shunday qilib, VII toifadagi samoviy jismlar insonning ko'rish ostonasidan tashqarida. Kattalik yulduzning kattaligi emas, balki uning ko'rinadigan yorqinligi ekanligini bilish muhimdir.

Mutlaq yulduz kattaligi nima?

Yulduz kattaliklari nafaqat ko'rinadigan, balki mutlaq hamdir. Bu atama ikki yulduzni yorqinligi bo'yicha bir-biri bilan solishtirish zarur bo'lganda qo'llaniladi. Buning uchun har bir yulduz 10 parseklik shartli standart masofaga ishora qilinadi. Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, bu yulduz ob'ektining kattaligi, agar u kuzatuvchidan 10 kompyuter masofasida joylashgan bo'lsa.

Masalan, bizning quyosh magnitudasi -26,7. Ammo 10 ta kompyuter masofasidan bizning yulduzimiz ko'zga zo'rg'a ko'rinadigan beshinchi kattalikdagi ob'ekt bo'lar edi. Bundan kelib chiqadiki: samoviy jismning yorqinligi yoki ular aytganidek, yulduzning vaqt birligida chiqaradigan energiyasi qanchalik yuqori bo'lsa, ob'ektning mutlaq yulduz kattaligi manfiy qiymat olish ehtimoli shunchalik yuqori bo'ladi. Va aksincha: yorug'lik qanchalik past bo'lsa, ob'ektning ijobiy qiymatlari shunchalik yuqori bo'ladi.

Eng yorqin yulduzlar

Barcha yulduzlarning yorqinligi har xil. Ba'zilari birinchi kattalikdan bir oz yorqinroq, ikkinchisi esa ancha zaif. Shu munosabat bilan kasr qiymatlari kiritildi. Misol uchun, agar uning yorqinligidagi ko'rinadigan yulduz kattaligi I va II toifalar orasida bo'lsa, u 1,5 sinf yulduzi hisoblanadi. 2,3...4,7... va hokazo magnitudali yulduzlar ham bor.Masalan, Minor ekvatoriy yulduz turkumiga kiruvchi Procyon yanvar yoki fevral oylarida butun Rossiya bo'ylab ko'proq ko'rinadi. Uning yorqinligi 0,4 ga teng.

Shunisi e'tiborga loyiqki, I kattaligi 0 ga ko'paytiriladi. Unga faqat bitta yulduz deyarli to'g'ri keladi - bu Vega, yorqinligi bo'yicha eng yorqin yulduz - taxminan 0,03 magnituda. Biroq, undan yorqinroq yorug'lik nurlari bor, lekin ularning kattaligi salbiy xarakter. Masalan, bir vaqtning o'zida ikkita yarim sharda kuzatilishi mumkin bo'lgan Sirius. Uning yorqinligi -1,5 magnitudaga teng.

Salbiy yulduz kattaliklari nafaqat yulduzlarga, balki boshqa samoviy jismlarga ham beriladi: Quyosh, Oy, ba'zi sayyoralar, kometalar va kosmik stantsiyalar. Biroq, yorqinligini o'zgartira oladigan yulduzlar mavjud. Ular orasida yorqinligi o'zgaruvchan amplitudali ko'plab pulsatsiyalanuvchi yulduzlar mavjud, ammo ularda bir vaqtning o'zida bir nechta pulsatsiyalar kuzatilishi mumkin bo'lganlar ham bor.

Yulduz kattaliklarini o'lchash

Astronomiyada deyarli barcha masofalar geometrik kattalik shkalasi bilan o'lchanadi. Fotometrik o'lchash usuli uzoq masofalar uchun, shuningdek, ob'ektning yorqinligini uning aniq yorqinligi bilan solishtirish kerak bo'lganda qo'llaniladi. Asosan, eng yaqin yulduzlargacha bo'lgan masofa ularning yillik paralaksi - ellipsning asosiy yarim o'qi bilan belgilanadi. Kelajakda uchiriladigan kosmik sun'iy yo'ldoshlar tasvirlarning vizual aniqligini kamida bir necha barobar oshiradi. Afsuski, 50-100 dan ortiq shaxsiy kompyuterlar uchun boshqa usullar hali ham qo'llaniladi.