Осветеност

Дълго време астрономите вярваха, че разликата в видимата яркост на звездите е свързана само с разстоянието до тях: колкото по -далеч е звездата, толкова по -малко ярка тя трябва да изглежда. Но когато разстоянията до звездите станаха известни, астрономите установиха, че понякога по -далечните звезди имат по -голям явен блясък. Това означава, че видимият блясък на звездите зависи не само от тяхното разстояние, но и от действителната сила на тяхната светлина, тоест от тяхната яркост. Яркостта на звездата зависи от размера на повърхността на звездите и от нейната температура. Яркостта на звездата изразява нейната истинска интензивност на светене в сравнение с тази на Слънцето. Например, когато казват, че светимостта на Сириус е 17, това означава, че истинският интензитет на неговата светлина е 17 пъти по -голям от интензитета на слънцето.

Определяйки светимостта на звездите, астрономите са установили, че много звезди са хиляди пъти по -ярка от слънцетонапример светимостта на Денеб (алфа Cygnus) е 9400. Сред звездите има такива, които излъчват стотици хиляди пъти повече светлина от Слънцето. Пример за това е звездата, обозначена с буквата S в съзвездието Дорадо. Тя свети 1 000 000 пъти по -силно от Слънцето. Други звезди имат същата или почти същата яркост като нашето Слънце, например Altair (Alpha Eagle) -8. Има звезди, чиято светимост е изразена в хилядни, тоест светлинният им интензитет е стотици пъти по -малък от този на Слънцето.

Цвят, температура и състав на звездите

Звездите са с различни цветове. Например Вега и Денеб са бели, Капела е жълтеникава, а Бетелгейзе червеникава. Колкото по -ниска е температурата на звездата, толкова по -червена е тя. Температурата на белите звезди достига 30 000 и дори 100 000 градуса; температурата на жълтите звезди е около 6000 градуса, а температурата на червените звезди е 3000 градуса и по -ниска.

Звездите са направени от нажежаема жичка газообразни вещества: водород, хелий, желязо, натрий, въглерод, кислород и други.

Купа звезди

Звездите в огромното пространство на Галактиката са разпределени сравнително равномерно. Но някои от тях все още се натрупват на определени места. Разбира се, дори там разстоянията между звездите все още са много големи. Но поради гигантските разстояния, такива близко разположени звезди приличат на звезден куп. Затова се наричат ​​така. Най -известният от звездните купове е Плеядите в съзвездието Телец. С невъоръжено око могат да се разграничат 6-7 звезди в Плеядите, разположени много близо една до друга. Повече от сто от тях могат да се видят през телескоп на малка площ. Това е един от клъстерите, в които звездите образуват повече или по -малко изолирана система, свързани чрез общо движение в пространството. Този звезден куп е с диаметър около 50 светлинни години. Но дори и при видимата близост на звездите в този куп, те всъщност са доста далеч една от друга. В същото съзвездие, заобикалящо неговата основна - най -ярката - червеникава звезда Ал -Дебаран, има друг, по -разпръснат звезден куп - Хиади.

Някои звездни купове в слаби телескопи приличат на мъгливи, замъглени петна. При по -силните телескопи тези петна, особено към ръбовете, се разпадат на отделни звезди. Големи телескопиправят възможно да се установи, че това са особено близки звездни купове, които имат сферична форма. Следователно такива клъстери се наричат ​​глобуларни. Вече са известни повече от сто кълбовидни звездни купове. Всички те са много далеч от нас. Всяка от тях се състои от стотици хиляди звезди.

Въпросът за това какъв е светът на звездите, очевидно е един от първите въпроси, пред които е изправено човечеството в зората на цивилизацията. Всеки човек, който съзерцава звездното небе, неволно свързва най -ярките звезди заедно в най -простите фигури - квадрати, триъгълници, кръстове, превръщайки се в неволен създател на собствената си карта на звездното небе. Нашите предци са вървели по същия път, разделяйки звездното небе на ясно различими комбинации от звезди, наречени съзвездия. В древните култури откриваме препратки към първите съзвездия, идентифицирани със символите на боговете или митове, дошли до нас под формата на поетични имена - съзвездието Орион, съзвездието Хрътки, съзвездието Андромеда и т.н. Тези имена символизираха представите на нашите предци за вечността и неизменността на Вселената, постоянството и неизменността на хармонията на космоса.

Във Вселената има звезди зад Слънцето (от които виждаме само най -близките) милион пъти по -ярко зад него. Интензивността на светлината на звездата е сравнима с тази на Слънцето. Звезда, която ни се струва ярка, може да изглежда така или защото е близо до нас, или защото, макар и много далеч, истинската й яркост е много огромна.

От 20 -те най -близки до нас звезди само три се виждат с просто око, от 20 звезди, които ни се струват ярки, само три са най -близките. Най -ярките звезди обикновено се наричат ​​звезди от 1 -ва величина, а най -слабите, видими с просто око, се наричат ​​звезди от 6 -та величина. Звездите от първа величина са 100 пъти по -ярки от звездите от шеста величина. Звездите с величина 8-9 се виждат през бинокъл. Звездите от 1 -ва величина, особено най -ярките, са близо 20 на небето, звездите от 2 -ра величина, като основното съзвездие Голямата мечка, са около 70, а звездите, които са най -ярките отвъд звездите на Шестата магнитуд е близо 6000.

Видима яркост

Погледнете към небето през нощта. Най -вероятно ще видите дузина или половина много ярки звезди (в зависимост от сезона и местоположението ви на Земята), няколко десетки звезди са по -слаби и много, много са много неясни.

Яркостта на звездите е тяхна най -старата характеристикавидян от човек. Още в древни времена хората са измислили мярка за яркостта на звездите - "величина". Въпреки че се нарича „величина“, разбира се, не става въпрос за размера на звездите, а само за възприеманата от тях яркост на окото. На някои ярки звезди е присвоена първата величина. Звезди, които изглеждаха малко по -слаби - втората. Звезди, които изглеждаха със същата величина по -слаба от предишните - третата. И т.н.

Обърнете внимание, че колкото по -ярка е звездата, толкова по -малка е величината. Звездите от първа величина далеч не са най -ярките на небето. Беше необходимо да се въведе нулева величина и дори отрицателни. Възможни са и дробни величини. Най -слабите звезди, които човешкото око вижда, са звезди от шеста величина. Чрез бинокъл можете да видите до седмия, с любителски телескоп - до десетия или дванадесетия, а съвременният орбитален телескоп Хъбъл завършва до тридесетте.

Ето звездните величини на познатите ни звезди: Сириус (-1,5), Алфа Кентавър (-0,3), Бетелгейзе 0,3 (средно, защото е променлив). Добре известните звезди на Голямата мечка са звезди от втора величина. Звездната величина на Венера може да достигне (-4,5) - добре, много ярка точка, ако имате късмет да видите, Юпитер - до (-2,9).

Ето как яркостта на звездите се измерва в продължение на много векове, на око, сравнявайки звездите с референтните. Но тогава се появиха безпристрастни инструменти и това се разкри интересен факт... Каква е видимата яркост на звездата? Тя може да се определи като количеството светлина (фотони) от тази звезда, което влиза в окото ни по едно и също време. Така се оказа, че скалата на величината е логаритмична (както всички скали, основани на възприятието на сетивата). Тоест разликата в яркостта с една звездна величина е разликата в броя на фотоните два пъти и половина. Сравнете, например, с музикален мащаб, има едно и също нещо: разликата в височината на октава е разлика в честотата два пъти.

Измерването на видимата яркост на звездите по величина все още се използва при визуални наблюдения; стойностите на величината се въвеждат във всички астрономически справочници. Удобен е например за бързо оценяване и сравняване на яркостта на звездите.

Мощност на излъчване

Яркостта на звездите, която виждаме с очите си, зависи не само от параметрите на самата звезда, но и от разстоянието до звездата. Например малкият, но близък Сириус ни изглежда по -ярък от далечния свръхгигант Бетелгейзе.

За изучаване на звездите, разбира се, е необходимо да се сравни яркостта, която не зависи от разстоянието. (Можете да ги изчислите, като знаете видимата яркост на звездата, разстоянието до нея и оценката на поглъщането на светлина в дадена посока.)

Първоначално като такава мярка се използва абсолютна звездна величина - теоретичната звездна величина, която би имала една звезда, ако бъде поставена на стандартно разстояние от 10 парсека (32 светлинни години). Но все пак, за астрофизичните изчисления, тази стойност е неудобна, основана на субективно възприятие. Оказа се, че е много по -удобно да се измерва не теоретичната видима яркост, а съвсем реалната мощност на излъчване на звездата. Тази стойност се нарича светимост и се измерва в светимостите на Слънцето, светимостта на Слънцето се приема като единица.

За справка: светимостта на Слънцето е 3,846 * 10 до двадесет и шестата мощност на ват.

Обхватът на яркостта на известните звезди е огромен: от хилядни (и дори милионни) от слънцето до пет до шест милиона.

Яркостите на познатите ни звезди: Бетелгейзе - 65 000 слънчеви, Сириус - 25 слънчеви, Алфа Кентавър А - 1,5 слънчев, Алфа Кентавър В - 0,5 слънчев, Проксима Кентавър - 0,00006 слънчеви.

Но тъй като преминахме да говорим за яркостта, за да говорим за мощността на излъчване, трябва да се има предвид, че едно нещо изобщо не е свързано с другото недвусмислено. Факт е, че видимата яркост се измерва само във видимия диапазон, а звездите излъчват далеч не само в нея. Знаем, че нашето Слънце не само грее (с видима светлина), но и затопля (инфрачервено излъчване) и причинява тен ( ултравиолетова радиация), а по -твърдата радиация се задържа от атмосферата. На Слънцето максималната радиация пада точно в средата на видимия диапазон - което не е изненадващо: очите ни в процеса на еволюция бяха настроени точно на слънчевата радиация; по същата причина Слънцето изглежда напълно бяло в безвъздушното пространство. Но при по -студените звезди максималната радиация се измества към червената или дори към инфрачервената област. Има много готини звезди като R Dorado, повечето от чието излъчване е в инфрачервената светлина. В по -горещите звезди, напротив, максималната радиация се измества към синята, виолетовата или дори ултравиолетовата област. Оценката на радиационната мощност на такива звезди от видимата радиация ще бъде още по -погрешна.

Затова се използва понятието "болометрична светимост" на звезда, т.е. включително радиация във всички диапазони. Болометричната яркост, както е ясно от горното, може да се различава значително от обичайната (във видимия диапазон). Например, обичайната яркост на Betelgeuse е 65 000 слънчеви, а болометричната светимост е 100 000!

Какво определя мощността на излъчване на звезда?

Силата на излъчване на звезда (и оттам яркостта) зависи от два основни параметъра: от температурата (колкото по -гореща е, толкова повече енергия се отделя от единица площ) и от повърхността (колкото по -голяма е, толкова повече енергия може да получи звездата) излъчва при същата температура) ...

От това следва, че най -ярките звезди във Вселената трябва да са сини хипергиганти. Това е вярно, такива звезди се наричат ​​"ярко сини променливи". За щастие, те са малко и всички са много далеч от нас (което е изключително полезно за протеиновия живот), но те включват известния „Звезден пистолет“, Eta Carinae и други шампиони на Вселената по отношение на яркостта.

Имайте предвид, че макар че най-ярките сини променливи наистина са най-ярките известни звезди (5-6 милиона слънчеви светимости), те не са най-големите. Червените хипергиганти са много по -големи от сините, но са по -малко ярки поради температурата.

Нека се отклоним от екзотичните хипергиганти и да погледнем звездите от основната последователност. По принцип процесите, протичащи във всички звезди от основната последователност, са сходни (разпределението на радиационните зони и конвекционните зони в обема на звездата е различно, но досега цялата топлинна ядрен синтезотива в основата, няма особено значение). Следователно, единственият параметър, който определя температурата на звезда от основна последователност, е масата. Толкова е просто: колкото по -тежко, толкова по -горещо. Размерът на звездите от главната последователност също се определя от масата (по същата причина, сходството на структурата и протичащите процеси). Така се оказва, че по -тежките, по -големите и по -горещи, тоест най -горещите звезди от основната последователност, са и най -големите. Спомняте ли си картината с видимите цветове на звездите? Тя илюстрира този принцип много добре.

Това означава, че най -горещите звезди от основната последователност са едновременно най -мощните (най -ярките) и колкото по -ниска е тяхната температура, толкова по -ниска е яркостта. Следователно основната последователност в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е под формата на диагонална лента от горния ляв ъгъл (най-горещите звезди са най-ярките) до долния десен (най-малките са най-слабите).

По -малко прожектори от светулките

Има още едно правило, свързано с яркостта на звездите. Той беше изведен статистически и след това получи обяснение в теорията за звездната еволюция. Колкото по -ярки са звездите, толкова по -малък е техният брой.

Тоест, има много повече слаби звезди, отколкото ярки. Има много малко ослепителни звезди от О-тип; има забележимо повече звезди от спектрален клас В; има още повече спектрални звезди от клас А и т.н. Освен това с всеки спектрален клас броят на звездите се увеличава експоненциално. Така че най -многобройната звездна популация на Вселената са червените джуджета - най -малките и най -слабите звезди.

И от това следва, че нашето Слънце далеч не е "обикновена" звезда по мощност, но много прилична. Има сравнително малко известни звезди като Слънцето и още по -малко от по -мощните.

Колко може да живее една звезда? Първо, нека дефинираме: под живота на звездата имаме предвид нейната способност да извършва ядрен синтез. Защото "трупът на звезда" може да виси дълго време дори след края на синтеза.

Като цяло, колкото по -малко масивна е една звезда, толкова по -дълго ще живее. Звездите с най -ниска маса са червени джуджета. Те могат да бъдат 7,5 до 50 процента слънчеви маси. Всичко по -малко масивно не може да ядрен синтез - и няма да бъде звезда. Съвременни моделисе смята, че най -малките червени джуджета могат да блестят до 10 трилиона години. Сравнете това с нашето Слънце, което ще се слее за около 10 милиарда години - хиляда пъти по -малко. След като се синтезира по -голямата част от водорода, според теорията светлочервеното джудже ще се превърне в синьо джудже, а когато останалият водород бъде изчерпан, сливането в ядрото ще спре и джуджето ще побелее.

Най -старите звезди

Оказва се, че най -старите звезди са тези, които са се образували веднага след това Голям взрив(преди около 13,8 милиарда години). Астрономите могат да оценят възрастта на звездите, като гледат тяхната звездна светлина - това им казва колко от всеки елемент е в една звезда (например водород, хелий, литий). Най -старите звезди са изградени предимно от водород и хелий, като много малка част от тяхната маса е посветена на по -тежките елементи.

Най-старата наблюдавана звезда е SMSS J031300.36-670839.3. Откритието му беше обявено през февруари 2014 г. Възрастта му се оценява на 13,6 милиарда години и все още не е една от първите звезди. Такива звезди все още не са открити, но определено могат да бъдат. Червените джуджета, както отбелязахме, живеят трилиони години, но те са много трудни за намиране. Във всеки случай, дори да има такива звезди, търсенето им е като игла в купа сено.

Най -слабите звезди

Кои са най -слабите звезди? Преди да отговорим на този въпрос, нека разберем какво е „неясно“. Колкото по -далеч сте от звездата, толкова по -слабо изглежда тя, така че просто трябва да вземем разстоянието като фактор и да измерим яркостта му, или общото количество енергия, излъчвано от звездата под формата на фотони, частици светлина.

Ако се ограничим до звезди, които все още са в процес на сливане, тогава най -ниската яркост е в червените джуджета. Най-студената звезда с най-ниска яркост в момента е червеното джудже 2MASS J0523-1403. Малко по -малко светлина - и ние ще се озовем в царството на кафявите джуджета, които вече не са звезди.

Може да има и остатъци от звезди: бели джуджета, неутронни звезди и т.н. Колко слаби могат да бъдат те? Белите джуджета са малко по -светли на цвят, но с времето се охлаждат. След известно време те се превръщат в студени бучки въглища, практически не излъчващи светлина - стават "черни джуджета". Отнема много време, докато белите джуджета се охладят, така че те просто все още не съществуват.

Астрофизиците все още не знаят какво се случва с материята на неутронните звезди, когато се охладят. Наблюдавайки свръхнови в други галактики, те могат да приемат, че в нашата галактика е трябвало да се образуват няколкостотин милиона неутронни звезди, но досега е записана само малка част от това число. Останалите трябваше да се охладят достатъчно, за да станат невидими.

Ами черните дупки в дълбоко междугалактическо пространство, които нямат нищо в орбита? Те все още излъчват известна радиация, известна като радиация на Хокинг, но не много. Такива самотни черни дупки вероятно блестят по -малко от остатъците от звезди. Съществуват ли? Може би.

Най -ярките звезди

Най -ярките звезди също са най -масивните. Те също имат обичай да бъдат звезди на Волф-Райет, което означава, че са горещи и сливат много маса в силен звезден вятър. Най -ярките звезди също не живеят много дълго: „живейте бързо, умирайте млади“.

Светилото R136a1 се счита за най -ярката звезда до момента (и най -масивната). Откриването му бе обявено през 2010 г. Това е звезда от Волф-Райе със светимост около 8 700 000 слънчеви и маса 265 пъти по-голяма от тази на нашата родна звезда. Някога тя е имала маса от 320 слънчеви маси.

R136a1 всъщност е част от плътен куп звезди, наречен R136. Според Пол Кроутър, един от откривателите, „на планетите е необходимо повече време за формиране, отколкото на такава звезда, за да живее и да умре. Дори да имаше планети, на тях нямаше да има астрономи, защото нощното небе беше толкова ярко, колкото и деня. "

Най -големите звезди

Въпреки огромната си маса, R136a1 не е най -голямата звезда (по размер). Има много по -големи звезди и всички те са червени свръхгиганти - звезди, които са били много по -малки през целия си живот, докато водородът изтече, хелийът започна да се синтезира и температурите започнаха да се покачват и разширяват. Нашето Слънце в крайна сметка също очаква такава съдба. Водородът ще свърши и светилото ще се разшири, превръщайки се в червен гигант. За да стане червен свръхгигант, една звезда трябва да бъде 10 пъти по -масивна от нашето Слънце. Фазата на червения свръхгигант обикновено е кратка, продължава само няколко хиляди до милиард години. Това е малко според астрономическите стандарти.

Най -известните червени супергиганти са Алфа Антарес и Бетелгейзе, но те са доста малки в сравнение с най -големите. Намирането на най -големия червен свръхгигант е много безплодно начинание, защото точният размер на такива звезди е много трудно да се определи със сигурност. Най -големите трябва да са 1500 пъти по -широки от Слънцето, а може би и повече.

Звездите с най -ярките експлозии

Фотоните с висока енергия се наричат ​​гама лъчи. Те се раждат от ядрени експлозии, поради което отделните държави изстрелват специални спътници за търсене на гама лъчи, причинени от ядрени тестове. През юли 1967 г. такива спътници, спонсорирани от САЩ, откриха експлозия от гама лъчи, която не беше причинена от ядрена експлозия... Оттогава са открити още много подобни експлозии. Обикновено те са краткотрайни, траят само от няколко милисекунди до няколко минути. Но много ярка - много по -ярка от най -ярките звезди. Източникът им не е на Земята.

Какво причинява експлозии на гама лъчи? Много предположения. Днес повечето предположения се свеждат до експлозиите на масивни звезди (свръхнови или хипернови) в процеса на трансформиране в неутронни звезди или черни дупки. Някои гама-изблици са причинени от магнитари, нещо като неутронни звезди... Други гама-изблици могат да бъдат резултат от сливането на две неутронни звезди в една или падане на звезда в черна дупка.

Най -готините бивши звезди

Черните дупки не са звезди, а техните останки - те обаче са забавни за сравняване със звездите, защото такива сравнения показват колко невероятни могат да бъдат и двете.

Черната дупка е това, което се образува, когато гравитацията на звездата е достатъчно силна, за да преодолее всички други сили и да накара звездата да се срути в себе си до точката на сингулярност. С маса, различна от нула, но с нулев обем, такава точка на теория ще има безкрайна плътност. Безкрайностите обаче са рядкост в нашия свят, така че просто нямаме добро обяснение за това, което се случва в центъра на черна дупка.

Черните дупки могат да бъдат изключително масивни. Черните дупки, открити в центровете на отделни галактики, могат да бъдат десетки милиарди слънчеви маси. Освен това материята в орбитата на свръхмасивни черни дупки може да бъде много ярка, по -ярка от всички звезди в галактиките. Може да има и мощни струи, движещи се близо до черната дупка близо до скоростта на светлината.

Най -бързо движещите се звезди

През 2005 г. Уорън Браун и други астрономи от Центъра за астрофизика в Харвард-Смитсониан обявиха откриването на звезда, която се движи толкова бързо, че излетя от Млечния път и никога не се върна. Официалното му име е SDSS J090745.0 + 024507, но Браун го нарече „измамна звезда“.

Открити са и други бързо движещи се звезди. Те са известни като свръхбързи звезди или свръхбързи звезди. Към средата на 2014 г. са открити 20 такива звезди. Повечето от тях изглежда идват от центъра на галактиката. Според една хипотеза двойка близко свързани звезди (двоична система) преминават близо до черна дупка в центъра на галактиката, едната звезда е уловена от черната дупка, а другата е изхвърлена с висока скорост.

Има звезди, които се движат още по -бързо. Всъщност, най -общо казано, колкото по -далеч е една звезда от нашата галактика, толкова по -бързо се отдалечава от нас. Това се дължи на разширяването на Вселената, а не на движението на звезда в космоса.

Повечето променливи звезди

Много звезди силно се колебаят в яркостта, когато се гледат от Земята. Те са известни като променливи звезди. Има много от тях: само в галактиката Млечен път има около 45 000 от тях.

Според професора по астрофизика Коел Хелиер, най -променливите от тези звезди са катаклизмични или експлозивни, променливи звезди. Тяхната яркост може да се увеличи с коефициент 100 през деня, да намалее, да се увеличи отново и т.н. Тези звезди са популярни сред любителите астрономи.

Днес имаме добро разбиране за това, което се случва с катаклизмичните променливи звезди. Те са двоични системи, в които една звезда е обикновена, а другата е бяло джудже. Материята от обикновена звезда пада върху акреционен диск, който обикаля около бяло джудже. След като масата на диска е достатъчно висока, започва синтез, което води до увеличаване на яркостта. Синтезът постепенно изсъхва и процесът започва отново. Понякога бялото джудже се срутва. Има достатъчно възможности за развитие.

Най -необичайните звезди

Някои видове звезди са доста необичайни. Те не трябва да притежават екстремни характеристики като яркост или маса, те са просто странни.

Както например обектите на Торн-Житков. Те са кръстени на физиците Кип Торн и Анна Житков, които за първи път предполагат тяхното съществуване. Тяхната идея беше такава неутронна звездаможе да се превърне в ядрото на червен гигант или свръхгигант. Идеята е невероятна, но ... подобен обект беше открит наскоро.

Понякога две големи жълти звезди кръжат толкова близо една до друга, че независимо от материята, която е между тях, те приличат на гигантски космически фъстък. Известни са само две такива системи.

Звездата на Пшибилски понякога се цитира като пример за необичайна звезда, защото нейната звездна светлина е различна от тази на всяка друга звезда. Астрономите измерват интензитета на всяка дължина на вълната, за да разберат от какво е направена звездата. Това обикновено не е трудно, но учените все още се опитват да разберат спектъра на звездата на Пшибилски.

Въз основа на материали от listverse.com

Зависи от две причини: тяхната действителна яркост или количеството светлина, която излъчват, и разстоянието до нас. Ако всички звезди бяха с еднаква яркост, бихме могли да определим относителното им разстояние, като просто измерваме относителна сумасветлина, получена от тях. Количеството светлина се променя в обратна пропорция на квадрата на разстоянието. Това може да се види на приложената фигура, където S изобразява позицията на звездата като светеща точка, а A и BBBB изобразяват екрани, поставени така, че всеки да получава същото количество светлина от звездата.

Ако по -голям екран е два пъти по -дълъг от екран А, страните му трябва да са два пъти по -дълги, за да могат да приемат цялата светлина, която пада върху А. Тогава повърхността му ще бъде 4 пъти повече от А. че всяка четвърта част от повърхността ще получи една четвърт от светлината, падаща върху А. По този начин око или телескоп, разположен на В, ще получат една четвърт от светлината от звезда, в сравнение с око или телескоп в А, и звездата ще се появи четири пъти по -слаба .

Всъщност звездите далеч не са равни в действителната си яркост и затова видимата величина на една звезда не дава точна индикация за нейното разстояние. Сред звездите, които са по -близо до нас, много са много слаби, много дори са невидими с просто око, докато сред по -ярките има звезди, чиито разстояния до вас са огромни. Отличен пример в това отношение е Канол, втората най -ярка звезда в цялото небе.

Поради тези причини астрономите са принудени да се ограничат, в първия случай, да определят количеството светлина, което различните звезди ни изпращат, или видимата им яркост, независимо от тяхното разстояние или действителна яркост. Древните астрономи разделиха всички звезди, които могат да се видят, на 6 класа: номерът на класа, който изразява видимата яркост, се нарича величината на звездата. Най -ярките, около 14, се наричат ​​звезди от първа величина. Следващите най -ярки, около 50, се наричат ​​звезди от втора величина. 3 пъти повече звезди от трета величина. При приблизително същата прогресия броят на звездите с всяка величина се увеличава до шестата, която съдържа звезди на границата на видимостта.

Звездите се намират във всички възможни степени на яркост и затова е невъзможно да се направи ясна граница между съседните звездни звезди. Двама наблюдатели могат да направят две различни оценки; единият ще класира звездата във втората величина, а другият в първата; някои звезди от един наблюдател ще бъдат приписани на 3 -та величина, същите, които за друг наблюдател изглеждат като звезди от втора величина. Следователно е невъзможно с абсолютна точност да се разпределят звездите между отделните величини.

Какво е величината

Концепцията за величината на звездите може лесно да бъде получена от всеки случаен наблюдател на небесата. Няколко звезди от 1 -ва величина се виждат във всяка ясна вечер. Примери за звезди от 2 -ра величина са 6 -те най -ярки звезди на Мечката (Голямата мечка), Полюсната звезда, най -ярките звезди на Касиопея. Всички тези звезди могат да се видят под нашите географски ширини всяка вечер в продължение на цяла година. Има толкова много звезди от трета величина, че е трудно да се подберат примери за тях. Най -ярките звезди в Плеядите са с такава величина. Те обаче са заобиколени от 5 други звезди, което влияе върху оценката на тяхната яркост. На разстояние 15 градуса от Полюсната звезда е Бета малка мечка: тя винаги се вижда и се различава от Полярната звезда в червеникав оттенък; той седи между две други звезди, едната от които е с трета величина, а другата с четвърта величина.

Петте ясно видими по -слаби звезди на Плеядите също са навсякъде около 4 -та величина, звездите от 5 -та величина все още са свободно видими с невъоръжено око; Шестата величина съдържа звезди, които са едва видими за добро зрение.

Съвременните астрономи, като вземат в общи линии системата, която им е дошла от древността, се опитват да й дадат по -голяма сигурност. Внимателното изследване показа, че действителното количество светлина, съответстващо на различни количества, варира от едно количество на друго почти експоненциално; това заключение е в съответствие с добре познатия психологически закон, в който се променя усещането аритметична прогресияако причината, която го причинява, се променя в геометрична прогресия.

Установено е, че средната звезда от 5-та величина дава 2 до 3 пъти повече светлина от средната звезда от 6-та величина, звездата от 4-та величина дава 2 до 3 пъти повече светлина от 5-та и т.н., до 2 -ра стойност. За първото количество разликата е толкова голяма, че едва ли може да се посочи някакво средно съотношение. Сириус например е 6 пъти по -ярък от Алтаир, който обикновено се счита за типична звезда от първа величина. За да придадат точност на своите оценки, съвременните астрономи се опитаха да намалят разликите между различните стойности до един и същ стандарт, а именно, приеха, че съотношението на яркостта на звездите от два последователни класа е равно на две и половина .

Ако методът за разделяне на видимите звезди само на 6 отделни величини беше приет без никакви промени, тогава щяхме да срещнем трудността, че звездите, много различни по яркост, би трябвало да бъдат отнесени към един и същи клас. В същия клас ще има звезди, които са два пъти по -ярки една от друга. Следователно, за да бъдат резултатите точни, беше необходимо да се вземе предвид класът, величината на звездите, като такова число, което се променя непрекъснато - да се въведат десети и дори стотни от величината. Така че имаме звезди с 5.0, 5.1, 5.2 магнитуд и т.н., или дори можем да разделим още по -малки и да говорим за звезди с магнитуди 5.11, 5.12 и т.н.

Измерване на величината

За съжаление, все още не е известен друг начин за определяне на количеството светлина, получено от звезда, съдейки по ефекта й върху окото. Две звезди се считат за равни, когато изглеждат с еднаква яркост за окото. При тези условия нашата преценка е силно ненадеждна. Затова наблюдателите се опитаха да дадат по -голяма точност с помощта на фотометри - инструменти за измерване на количеството светлина. Но дори и с тези инструменти, наблюдателят трябва да разчита на оценката на окото за равенството на яркостта. Светлината на една звезда се увеличава или намалява в определена пропорция дотогава. докато на окото ни изглежда, че е равно на светлината на друга звезда; и тази последна може да бъде и изкуствена звезда, получена с пламъка на свещ или лампа. Размерът на увеличение или намаляване ще определи разликата в величината на двете звезди.

Когато се опитваме да обосновем измерванията на яркостта на една звезда, стигаме до извода, че тази задача е доста трудна. На първо място, не всички лъчи, идващи от звезда, се възприемат от нас като светлина. Но всички лъчи, видими и невидими, се поглъщат от черната повърхност и изразяват действието си, като я нагряват. Следователно, най -много По най-добрия начинизмерването на излъчването на звезда се състои в оценка на топлината, която тя изпраща, тъй като това отразява по -точно процесите, протичащи върху звездата, отколкото видимата светлина. За жалост, термично действиелъчите на звездата са толкова малки, че не могат да бъдат измерени дори със съвременни инструменти. Засега трябва да се откажем от надеждата да определим общото излъчване на една звезда и да се ограничим само до тази част от нея, която се нарича светлина.

Следователно, ако се стремим към точност, тогава трябва да кажем, че светлината, както я разбираме, по същество може да бъде измерена само чрез нейното действие върху зрителния нерв и няма друг начин да се измери нейният ефект освен чрез оценка на очите . Всички фотометри, които се използват за измерване на светлината на звездите, са изградени по такъв начин, че дават възможност за увеличаване или намаляване на светлината на една звезда и визуално я приравняват със светлината на друга звезда или друг източник и само така я оценяват .

Величина и спектър

Трудности при получаването точни резултатисе увеличава допълнително поради факта, че звездите се различават по цвета си. С много по -голяма точност можем да се уверим, че два източника на светлина са равни, когато имат един и същи цветен нюанс, отколкото когато цветовете им са различни. Друг източник на несигурност идва от това, което се нарича феномен Пуркине, след името, което го описва за първи път. Той откри, че ако имаме два източника на светлина с еднаква яркост, но единият е червен, а другият е зелен, тогава при увеличаване или намаляване в същата пропорция тези източници вече няма да изглеждат еднакви по яркост. С други думи, математическата аксиома, че половинките или четвъртините на равни количества също са равни една на друга, не се прилага за действието на светлината върху окото. Когато яркостта намалее, зеленото петно ​​започва да изглежда по -ярко от червеното. Ако увеличим яркостта на двата източника, тогава червеното започва да изглежда по -ярко от зеленото. С други думи, червените лъчи за нашето зрение се засилват по -бързо и отслабват от зелените лъчи, със същата промяна в действителната яркост.

Установено е също, че този закон за промяна на видимата яркост не се прилага последователно за всички цветове на спектъра. Вярно е, че когато преминем от червения към виолетовия край на спектъра, жълтото избледнява по -бързо от червеното, за дадено намаляване на яркостта, а зеленото дори по -малко бързо от жълтото. Но ако преминем от зелено към синьо, тогава вече можем да кажем, че последното не изчезва толкова бързо, колкото зеленото. Очевидно от всичко това следва, че две звезди с различни цветове, които изглеждат еднакво ярки с просто око, вече няма да изглеждат равни в телескоп. Червените или жълтите звезди изглеждат сравнително по -ярки в телескоп, зелените и синкавите звезди изглеждат сравнително по -ярки с просто око.

По този начин можем да заключим, че въпреки значителното подобрение в измервателните уреди, развитието на микроелектрониката и компютрите, визуалните наблюдения все още играят най -много важна роляв астрономията и тази роля едва ли ще намалее в обозримо бъдеще.