Світність

Довгий час астрономи вважали, що різниця видимого блиску зірок пов'язана лише з відстанню до них: що далі зірка, то менш яскравою вона повинна здаватися. Але коли стали відомі відстані до зірок, астрономи встановили, що іноді більш далекі зірки мають більший видимий блиск. Отже, видимий блиск зірок залежить не тільки від їхньої відстані, а й від дійсної сили їхнього світла, тобто від їхньої світності. Світність зірки залежить від розмірів поверхні зірок і від її температури. Світність зірки виражає її справжню силу світла проти силою світла Сонця. Наприклад, коли кажуть, що світність Сиріуса дорівнює 17, це означає, що справжня сила його світла більша за силу світла Сонця в 17 разів.

Визначаючи світності зірок, астрономи встановили, що багато зірок у тисячі разів яскравіше Сонця, наприклад, світність Денеба (альфа Лебедя) – 9400. Серед зірок є й такі, які випромінюють у сотні тисяч разів більше світла, ніж Сонце. Прикладом може бути зірка, що позначається літерою S у сузір'ї Золотої Риби. Вона світить в 1 000 000 разів яскравіше Сонця. Інші зірки мають однакову або майже однакову з нашим Сонцем світність, наприклад Альтаїра (Альфа Орла) -8. Існують зірки, світність яких виражається тисячними частками, тобто їхня сила світла в сотні разів менша, ніж у Сонця.

Колір, температура та склад зірок

Зірки мають різний колір. Наприклад, Вега і Денеб - білі, Капелла -жовта, а Бетельгейзе - червона. Чим нижча температура зірки, тим вона червоніша. Температура білих зірок сягає 30 000 і навіть 100 000 градусів; температура жовтих зірок становить близько 6000 градусів, а температура червоних зірок – 3000 градусів і нижче.

Зірки складаються з розпечених газоподібних речовин: водню, гелію, заліза, натрію, вуглецю, кисню та інших.

Скупчення зірок

Зірки у великому просторі Галактики розподіляються досить поступово. Але деякі з них все ж таки накопичуються в певних місцях. Зрозуміло, і там відстані між зірками все одно дуже великі. Але через гігантські відстані такі близько розташовані зірки виглядають як зоряне скупчення. Тож їх так називають. Найвідомішим із зоряних скупчень є Плеяди у сузір'ї Тельця. Неозброєним оком у Плеядах можна розрізнити 6-7 зірок, розташованих дуже близько одна до одної. У телескоп їх видно понад сотню на невеликій площі. Це і є одне скупчення, у якому зірки утворюють більш менш відособлену систему, пов'язану загальним рухом у просторі. Діаметр цього зоряного скупчення близько 50 світлових років. Але навіть при видимій тісноті зірок у цьому скупченні вони насправді досить далекі один від одного. У цьому ж сузір'ї, оточуючи його головну - найяскравішу - червону зірку Аль-Дебаран, знаходиться інше, більш розкидане зоряне скупчення - Гіади.

Деякі зоряні скупчення в слабкі телескопи мають вигляд туманних, розмитих цяток. У сильніші телескопи ці цятки, особливо до країв, розпадаються на окремі зірки. Великі телескопидають можливість встановити, що це особливо тісні зоряні скупчення, що мають кулясту форму. Тому подібні скупчення отримали назву кульових. Кульових зоряних скупчень зараз відомо понад сотню. Усі вони дуже далеко від нас. Кожна з них складається із сотень тисяч зірок.

Питання про те, що являє собою світ зірок, мабуть, є одним із перших питань, з яким зіткнулося людство ще на зорі цивілізації. Будь-яка людина, що споглядає зоряне небо, мимоволі пов'язує між собою найяскравіші зірки у найпростіші постаті - квадрати, трикутники, хрести, стаючи мимовільним творцем своєї карти зоряного неба. Той самий шлях пройшли і наші предки, що ділили зоряне небо на чітко помітні поєднання зірок, звані сузір'ями. У стародавніх культурах ми знаходимо згадки про перші сузір'я, що ототожнюються із символами богів або міфами, що дійшли до нас у формі поетичних назв - сузір'я Оріона, сузір'я Гончих псів, сузір'я Андромеди і т.д. Ці назви як би символізували уявлення наших предків про вічність і незмінність світобудови, сталість та незмінність гармонії космосу.

У Всесвіті є зірки за силою в тисячі разів слабші за Сонце (з них ми бачимо лише найближчі) у мільйон разів яскравіші за нього. Сила світла зірки порівняно із Сонцем називається її світлоносність. Зірка, що здається нам яскравою, може здаватися такою або через те, що вона близька до нас, або через те, що хоча вона дуже далеко, її справжня світлоносність дуже величезна.

З 20 найближчих зірок до нас тільки три видно неозброєним оком, у з 20 зірок, які нам здаються яскравими, тільки три є найближчими. Найяскравіші зірки прийнято називати зірками 1-ї величини, а найслабші з видимих ​​неозброєним оком – зірками 6-ї величини. Зірки 1-ї величини яскравіші за зірки 6-ї величини у 100 разів. У біноклі видно зірки 8-9-ї величини. Зірок 1-ї величини, особливо яскравих, на небі близько 20, зірок 2-ї величини, таких, як головні сузір'я Великої Ведмедиці, приблизно 70, а зірок, які найяскравіші за зірки 6-ї величини, близько 6000.

Видима яскравість

Подивіться на небо вночі. Швидше за все ви побачите десяток-півтора дуже яскравих зірок (залежить від сезону і вашого розташування на Землі), кілька десятків зірок тьмяніших і багато-багато зовсім тьмяних.

Яскравість зірок - це їх найдавніша характеристика, помічений людиною. Ще в давнину люди вигадали міру для яскравості зірок - "зоряну величину". Хоча вона і називається "величиною", мова, звичайно, йде не про розмір зірок, а тільки про їхню яскравість, що сприймається оком. Деяким яскравим зіркам надали першу зіркову величину. Зіркам, які виглядали на певну величину тьмяніше - другу. Зіркам, які виглядали на цю ж величину тьмяніші за попередні - третю. І так далі.

Зверніть увагу, що чим яскравіша зірка, тим менша зіркова величина. Зірки першої величини – далеко не найяскравіші на небі. Потрібно було запровадити нульову зоряну величину і навіть негативні. Можливі і дрібні зіркові величини. Найтьмяніші зірки, які бачить людське око – зірки шостої величини. У бінокль можна побачити до сьомої, в аматорський телескоп – до десятої-дванадцятої, а сучасний орбітальний телескоп “Хаббл” добиває до тридцятої.

Ось зоряні величини наших знайомих зірок: Сіріус (-1,5), Альфа Центавра (-0,3), Бетельгейзе 0,3 (у середньому, бо змінна). Всім відомі зірки Великої Ведмедиці – зірки другої зіркової величини. Зоряна величина Венери може сягати (-4,5) - ну дуже яскрава точка, якщо пощастить побачити, Юпітера - до (-2,9).

Так і вимірювали яскравість зірок багато століть, на око, порівнюючи зірки з еталонними. Але потім з'явилися неупереджені прилади і виявився цікавий факт. Що таке видима яскравість зірки? Її можна визначити як кількість світла (фотонів) від цієї зірки, яка потрапляє до нас у око одночасно. Так ось, виявилося, що шкала зоряних величин - логарифмічна (як і всі шкали, засновані на сприйнятті органів чуття). Тобто різниця в яскравості на одну зіркову величину – це різниця у кількості фотонів у два з половиною рази. Порівняйте, наприклад, з музичним звукорядом, там те саме: різниця у висоті на октаву - це різниця в частоті в два рази.

Вимір видимої яскравості зірок у зіркових величинах як і використовується при візуальних спостереженнях, значення зоряних величин заносять у всі астрономічні довідники. Воно зручне, наприклад, для швидкої оцінки та порівняння яскравості зірок.

Потужність випромінювання

Та яскравість зірок, яку ми бачимо очима, залежить від параметрів самої зірки, а й від відстані до зірки. Наприклад, невеликий, але близький Сіріус для нас виглядає яскравішим, ніж далекий надгігант Бетельгейзе.

Для вивчення зірок, звичайно, потрібно порівнювати яскравості, які не залежать від відстані. (Обчислити їх можна, знаючи видиму яскравість зірки, відстань до неї та оцінку поглинання світла в даному напрямку.)

Спочатку як такий захід використовували абсолютну зіркову величину - теоретичну зіркову величину, яка буде у зірки, якщо помістити її на стандартну відстань у 10 парсек (32 світлових роки). Але для астрофізичних розрахунків це величина незручна, заснована на суб'єктивному сприйнятті. Набагато зручніше виміряти не теоретичну видиму яскравість, а цілком реальну потужність випромінювання зірки. Цю величину назвали світністю та вимірюють у світимості Сонця, світність Сонця приймають за одиницю.

Для довідки: світність Сонця - 3,846 * 10 в двадцять шостому ступені ват.

Діапазон світимостей відомих зірок величезний: від тисячних (і навіть мільйонних) часток сонячної до п'яти-шести мільйонів.

Світимості відомих нам зірок: Бетельгейзе – 65 000 сонячних, Сіріус – 25 сонячних, Альфа Центавра А – 1,5 сонячних, Альфа Центавра B – 0,5 сонячних, Проксіми Центавра – 0.00006 сонячних.

Але оскільки до розмови про яскравість ми перейшли до розмови про потужність випромінювання, слід врахувати, що одне не пов'язане з іншим однозначно. Справа в тому, що видима яскравість вимірюється лише у видимому діапазоні, а зірки випромінюють далеко не лише в ньому одному. Ми знаємо, що наше Сонце не тільки світить (видимим світлом), а й гріє (інфрачервоне випромінювання) і викликає засмагу ( ультрафіолетове випромінювання), а жорсткіше випромінювання затримується атмосферою. У Сонця максимум випромінювання припадає точно на середину видимого діапазону – що не дивно: наші очі у процесі еволюції налаштовувалися саме на сонячне випромінювання; з цієї ж причини Сонце у безповітряному просторі виглядає абсолютно білим. Але у холодніших зірок максимум випромінювання зрушений в червону, а то й в інфрачервону область. Є дуже холодні зірки, наприклад, R Золотої Риби, більша частина випромінювання яких знаходиться в інфрачервоній області. У гарячіших зірок, навпаки, максимум випромінювання зрушений у блакитну, фіолетову або навіть ультрафіолетову область. Оцінка потужності випромінювання таких зірок з видимого випромінювання буде ще помилковою.

Тому використовують поняття "болометрична світність" зірки, тобто. що включає випромінювання у всіх діапазонах. Болометрична світність, як відомо з вищесказаного, може помітно відрізнятися від звичайної (у видимому діапазоні). Наприклад, звичайна світність Бетельгейзе – 65 000 сонячних, а болометрична – 100 000!

Що визначає потужність випромінювання зірки?

Потужність випромінювання зірки (а отже, і яскравість) залежить від двох основних параметрів: від температури (чим гаряче, тим більше енергії випромінюється з одиниці площі) і від площі поверхні (чим вона більша, тим більше енергії може випромінювати зірка за тієї ж температури) .

З цього випливає, що найяскравішими зірками у Всесвіті мають бути блакитні гіпергіганти. Це справді так, такі зірки називають "яскравими блакитними змінними". Їх, на щастя, трохи і вони всі дуже далеко від нас (що вкрай не зайве для білкового життя), але до них відносяться знамениті "Зірка Пістолет", ця Кіля та інші чемпіонки Всесвіту за яскравістю.

Слід мати на увазі, що хоча яскраві блакитні змінні - справді найяскравіші відомі зірки (світності в 5-6 мільйонів сонячних), вони не найбільші. Червоні гіпергіганти набагато більше блакитних, але вони менш яскраві через температуру.

Відвернемося від екзотичних гіпергігантів і подивимося на зірки головної послідовності. В принципі, процеси, що йдуть у всіх зірках головної послідовності, подібні (різно розподіл зон випромінювання і зон конвекції в обсязі зірки, але поки весь термо ядерний синтезйде в ядрі, це не відіграє особливої ​​ролі). Тому єдиним параметром, що визначає температуру зірки головної послідовності є маса. Ось так просто: що важче, то гарячіше. Розміри зірок головної послідовності теж визначаються масою (з тієї ж причини схожості будови та процесів, що йдуть). Ось і виходить, що чим важче, тим більше і гарячіше, тобто найгарячіші зірки головної послідовності - вони ж і найбільші. Пам'ятаєте картинку з видимими кольорами зірок? Вона дуже добре ілюструє цей принцип.

А це означає, що найгарячіші зірки головної послідовності одночасно і найпотужніші (яскраві), і чим менша їх температура, тим менша світність. Тому головна послідовність на діаграмі Герцшпрунга-Рассела і має форму діагональної смуги з верхнього лівого кута (найгарячі зірки - найяскравіші) до правого нижнього (найменші - тьмяні).

Прожекторів менше, ніж світлячків

Є ще одне правило, пов'язане з яскравістю зірок. Воно було виведено статистично, а потім отримало пояснення в теорії еволюції зірок. Чим яскравіше зірки, тим менша їх кількість.

Тобто тьмяних зірок набагато більше, ніж яскравих. Сліпучих зірок спектрального класу O зовсім небагато; зірок спектрального класу B помітно більше; зірок спектрального класу A ще більше, і таке інше. Причому з кожним спектральним класом кількість зірок зростає експоненційно. Так що найчисленнішим зірковим населенням Всесвіту є червоні карлики - найменші та тьмяніші зірки.

А з цього випливає, що наше Сонце - далеко не "пересічна" зірка за потужністю, а дуже пристойна. Таких зірок, як Сонце, відомо порівняно мало, а потужніших - ще менше.

Як довго може жити зірка? Спочатку давайте визначимося: під час життя зірки ми маємо на увазі її здатність здійснювати ядерний синтез. Тому що "труп зірки" може довго висіти і після закінчення синтезу.

Як правило, що менш масивна зірка, то довше вона житиме. Зірки з найменшою масою – це червоні карлики. Вони можуть бути з масою від 7,5 до 50 відсотків сонячної. Все, що менш потужне, не може здійснювати ядерний синтез - і не буде зіркою. Сучасні моделіприпускають, що найдрібніші червоні карлики можуть світити до десяти трильйонів років. Порівняйте це з нашим Сонцем, синтез у якому триватиме приблизно 10 мільярдів років – у тисячу разів менше. Після синтезу більшої частини водню, згідно з теорією, легкий червоний карлик стане блакитним карликом, а коли залишки водню буде вичерпано, синтез в ядрі зупиниться, і карлик стане білим.

Найстаріші зірки

Найстаріші зірки - це, виходить, ті, які сформувалися одразу після Великого Вибуху(близько 13,8 мільярда років тому). Астрономи можуть оцінити вік зірок, дивлячись на них зіркове світло- це підказує їм, скільки кожного елемента знаходиться у зірці (наприклад, водню, гелію, літію). Найстаріші зірки, як правило, складаються в основному з водню та гелію, і дуже невелика частина маси відведена важчим елементам.

Найстаріша зі спостережуваних зірок - це SMSS J031300.36-670839.3. Про її відкриття повідомили у лютому 2014 року. Її вік оцінюється в 13,6 мільярда років, і це ще не одна з перших зірок. Таких зірок ще не виявлено, але вони точно можуть бути. Червоні карлики, як ми зазначали, живуть трильйони років, проте їх дуже важко знайти. У будь-якому разі, навіть якщо такі зірки і є, шукати їх – як голку у стозі сіна.

Найтьмяніші зірки

Які зірки тьмяні? Перш ніж ми відповімо на це питання, давайте розберемося, що таке «тьмяне». Чим далі ви від зірки, тим тьмянішою вона виглядає, тому нам просто потрібно прибрати відстань як фактор і виміряти її яскравість, або загальну кількість енергії, що випромінюється зіркою у вигляді фотонів, частинок світла.

Якщо ми обмежимося зірками, які все ще у процесі синтезу, то найнижча світність – у червоних карликів. Найхолоднішою зіркою з найнижчою світністю в даний час є червоний карлик 2MASS J0523-1403. Трохи менше світла – і ми потрапимо до царства коричневих карликів, які вже не є зірками.

Ще можуть бути залишки зірок: білі карлики, нейтронні зірки та . Наскільки тьмяними вони можуть бути? Білі карлики трохи світліші, але остигають протягом довгого часу. Через певний час вони перетворюються на холодні шматки вугілля, що практично не випромінюють світло – стають «чорними карликами». Щоб охолонути, білим карликам потрібно дуже багато часу, тому їх поки що просто немає.

Астрофізики поки не знають, що відбувається з речовиною нейтронних зірок, коли вони остигають. Спостерігаючи надновими в інших галактиках, вони можуть припустити, що в нашій галактиці мало сформуватися кілька сотень мільйонів нейтронних зірок, проте поки що була зафіксована лише мала частина від цього числа. Інші повинні були охолонути настільки, що стали просто невидимими.

А що щодо чорних дірок у глибокому міжгалактичному просторі, на орбіті яких нічого немає? Вони все ще виділяють трохи випромінювання, відомого як випромінювання Хокінга, але його не так багато. Такі самотні чорні дірки, мабуть, світяться менше, ніж рештки зірок. Чи існують вони? Можливо.

Найяскравіші зірки

Найяскравіші зірки також мають властивість бути найпотужнішими. Також вони мають звичай бути зірками Вольфа-Райє, що означає, що вони гарячі та зливають багато маси у сильний зірковий вітер. Найяскравіші зірки також не живуть особливо довго: «живи швидко, помри молодим».

Найяскравішою на сьогоднішній день зіркою (і наймасивнішою) вважається світило R136a1. Про її відкриття було оголошено у 2010 році. Це зірка Вольфа-Райє зі світністю приблизно в 8 700 000 сонячної та масою у 265 разів більшою, ніж наша рідна зірка. Колись її маса становила 320 сонячних.

R136a1 фактично є частиною щільного скупчення зірок під назвою R136. За словами Пола Кроутера, одного з першовідкривачів, «планетам потрібно більше часу для формування, ніж такій зірці – жити та померти. Навіть якби там були планети, жодних астрономів на них не було б, тому що нічне небо було таким самим яскравим, як і вдень».

Найбільші зірки

Незважаючи на величезну масу, R136a1 – не найбільша зірка (за розмірами). Є багато зірок побільше, і всі вони червоні надгіганти - зірки, які все життя були набагато меншими, поки не закінчився водень, не почав синтезуватися гелій, не почалося підвищення температури та розширення. Наше Сонце зрештою теж чекає на таку долю. Водень закінчиться і світило розшириться, перетворившись на червоний велетень. Щоб стати червоним надгігантом, зірці потрібно бути в 10 разів масивнішим, ніж наше Сонце. Фаза червоного надгіганта зазвичай коротка, триває лише від кількох тисяч до мільярда років. Це трохи за астрономічними мірками.

Найбільш відомі червоні надгіганти - це Альфа Антареса та Бетельгейзе, однак і вони досить малі в порівнянні з найбільшими. Знайти найбільший червоний надгігант - дуже безплідна витівка, тому що точні розміри таких зірок дуже важко напевно оцінити. Найбільші повинні бути в 1500 рази ширші за Сонце, а може й більше.

Зірки з найяскравішими вибухами

Високоенергетичні фотони називаються гамма-променями. Вони народжуються внаслідок ядерних вибухів, тому окремі країнизапускають спеціальні супутники для пошуку гамма-променів, спричинених ядерними випробуваннями. У липні 1967 року такі супутники за авторством США виявили вибух гамма-променів, який не був викликаний ядерним вибухом. З того часу було виявлено ще багато таких вибухів. Вони, як правило, нетривалі, тривають лише від кількох мілісекунд до кількох хвилин. Але дуже яскраві - набагато яскравіші за найяскравіші зірки. Джерело їх не на Землі.

Що викликає вибухи гамма-променів? Припущення маса. Сьогодні більшість припущень зводиться до вибухів масивних зірок (наднових чи гіпернових) у процесі перетворення на нейтронні зірки чи чорні дірки. Деякі гамма-сплески викликані магнетарами, свого роду нейтронними зірками. Інші гамма-сплески можуть бути результатом злиття двох нейтронних зірок в одну або падіння зірки в чорну дірку.

Найкрутіші колишні зірки

Чорні діри - це не зірки, але їх останки - проте їх кумедно порівнювати з зірками, оскільки такі порівняння показують, наскільки неймовірними можуть бути й ті й інші.

Чорна діра - це те, що утворюється, коли гравітація зірки досить сильна, щоб подолати всі інші сили і змусити зірку колапсувати саму себе до точки сингулярності. З ненульовою масою, але нульовим обсягом така точка в теорії матиме нескінченну щільність. Однак нескінченності в нашому світі зустрічаються рідко, тому у нас просто немає хорошого пояснення того, що відбувається у центрі чорної дірки.

Чорні дірки можуть бути надзвичайно потужними. Чорні дірки, виявлені в центрах окремих галактик, можуть бути у десятки мільярдів сонячних мас. Більше того, матерія на орбіті надмасивних чорних дірок може бути дуже яскравою, яскравішою від усіх зірок галактик. Поблизу чорної діри можуть бути потужні джети, що рухаються майже зі швидкістю світла.

Найбільш зірки, що швидко рухаються.

У 2005 році Уоррен Браун та інші астрономи з Гарвард-Смітсонівського центру астрофізики оголосили про відкриття зірки, що настільки швидко рухається, що вона вилетіла з Чумацького Шляху і ніколи не повернеться. Її офіційна назва – SDSS J090745.0+024507, але Браун назвав її «зіркою-ізгоєм».

Було виявлено й інші стрімкі зірки. Вони відомі як гіперзвукові зірки (hypervelocity stars), або надшвидкі зірки. Станом на середину 2014 року було виявлено 20 таких зірок. Більшість із них, схоже, приходить із центру галактики. Згідно з однією з гіпотез, пара тісно пов'язаних зірок (бінарна система) пройшла поруч із чорною діркою в центрі галактики, одна зірка була захоплена чорною діркою, а інша - викинута з високою швидкістю.

Є зірки, які рухаються ще швидше. Насправді, кажучи загалом, що далі зірка від нашої галактики, то швидше вона віддаляється від нас. Це з розширенням Всесвіту, а чи не рухом зірки у космосі.

Найзмінніші зірки

Яскравість багатьох зірок сильно коливається, якщо дивитися на них із Землі. Вони відомі як змінні зірки. Їх багато: в одній тільки галактиці Чумацький Шлях нараховано близько 45 000 таких.

За словами професора астрофізики Коеля Хельє, найзміннішими з таких зірок є катаклізмичні, або вибухові, змінні зірки. Їхня яскравість може збільшуватися на фактор 100 протягом дня, зменшуватися, знову збільшуватися і так далі. Такі зірки користуються популярністю в астрономів-аматорів.

Сьогодні ми маємо гарне розуміння того, що відбувається з катаклізмичними змінними зірками. Вони являють собою бінарні системи, в яких одна зірка – звичайна, а інша є білим карликом. Матерія звичайної зірки падає на акреційний диск, що обертається довкола білого карлика. Після того, як маса диска буде досить високою, починається синтез, в результаті чого спостерігається збільшення яскравості. Поступово синтез вичерпується і починається знову. Іноді білий карлик руйнується. Варіантів розвитку вистачає.

Найбільш незвичайні зірки

Деякі види зірок дуже незвичайні. Вони необов'язково мають відрізнятися екстремальними характеристиками на кшталт світності чи маси, вони дивні.

Як, наприклад, об'єкти Торна-Житків. Названо їх на честь фізиків Кіпа Торна та Ганни Житков, які вперше припустили їхнє існування. Їхня ідея полягала в тому, що нейтронна зіркаможе стати ядром червоного гіганта чи надгіганта. Ідея неймовірна, але… такий об'єкт нещодавно було виявлено.

Іноді дві великі жовті зірки кружляють настільки близько одна до одної, що незалежно від матерії, що знаходиться між ними, схожі на гігантський космічний арахіс. Відомі лише дві такі системи.

Зірка Пшибильського іноді наводиться як приклад незвичайної зірки, тому що її зоряне світло відрізняється від світла будь-якої іншої зірки. Астрономи вимірюють інтенсивність кожної довжини хвилі, щоб з'ясувати, із чого складається зірка. Зазвичай це не спричиняє труднощів, проте вчені досі намагаються зрозуміти спектр зірки Пшибильського.

За матеріалами listverse.com

Залежить від двох причин: їхньої дійсної яскравості чи кількості світла, яке вони випромінюють, та від відстані до нас. Якби всі зірки були однаковою яскравістю, ми могли б визначати їхню відносну відстань, просто вимірюючи відносна кількістьсвітла, що отримується від них. Кількість світла змінюється обернено пропорційно квадрату відстані. Це видно на прикладеному малюнку, де S зображує положення зірки, як крапки, що світиться, а А і ВВВВ зображують екрани, вміщені так, що кожен з них отримує одну і ту ж кількість світла від зірки.

Якщо більший екран вдвічі далі, ніж екран А, його сторони повинні бути вдвічі довшими, щоб він міг отримати всю ту кількість світла, що падає на А. Тоді його поверхня буде в 4 рази більша, ніж поверхня А. Звідси зрозуміло , Що кожна четверта частина поверхні отримає четверту частину світла, що падає на А. Таким чином око або телескоп, що знаходиться в, отримає від зірки одну четверту частину світла, порівняно з оком або телескопом в А, і зірка здаватиметься вчетверо слабше.

Насправді зірки далеко не рівні за їхньою дійсною яскравістю, а тому і видима величина зірки не дає точної вказівки на її відстань. Серед ближчих до нас зірок багато хто дуже слабкий, багато хто навіть невидимий неозброєним оком, тим часом як серед яскравіших зустрічаються зірки, відстані яких до вас величезні. Чудовий приклад у цьому відношенні представляє Канолус, 2-я зірка яскравості на всьому небі.

З цих причин астрономи змушені обмежитися на перший випадок визначенням кількості світла, яке посилають до нас різні зірки, або їхнього видимого блиску, не беручи до уваги їх відстані чи дійсну яскравість. Стародавні астрономи розділили всі зірки, які можна побачити, на 6 класів: номер класу, що виражає собою видиму яскравість, називається величиною зірки. Найяскравіші, серед близько 14, називаються зірками першої величини. Наступні за яскравістю приблизно 50 називаються зірками другої величини. У 3 рази більше зірок третьої величини. Приблизно в такій же прогресії збільшується число зірок кожної величини до шостої, що містить у собі зірки на межі видимості.

Зірки зустрічаються всіх можливих ступенів яскравості, тому не можна провести чіткої межі між сусідніми величинами зірок. Два спостерігачі можуть зробити дві різні оцінки; один зарахує зірку до другої величини, а інший до першої; деякі зірки одним спостерігачем будуть віднесені до 3-ї величини, ті, які для іншого спостерігача здадуться зірками другої величини. Неможливо таким чином з абсолютною точністю розподілити зірки між окремими величинами.

Що таке зіркова величина

Поняття про величини зірок можна легко отримати кожним випадковим споглядачем небес. У будь-який ясний вечір видно кілька зірок першої величини. Прикладами зірок другої величини можуть бути 6 найяскравіших зірок Ківша (Велика Ведмедиця), Полярна Зірка, яскраві зірки Кассіопеї. Всі ці зірки можна бачити під нашими широтами щоночі протягом цілого року. Зірок 3-ї величини так багато, що важко вибрати для них приклади. Найбільш яскраві зірки у Плеядах саме цієї величини. Втім, їх оточують 5 інших зірок, що впливає на оцінку їхньої яскравості. На відстані 15 градусів від Полярної Зірки знаходиться Бета Малої Ведмедиці: вона завжди видно і відрізняється від Полярної Зірки червоним відтінком; вона знаходиться між двома іншими зірками, з яких одна - третьої величини, а інша - четвертої.

П'ять ясно-видимих ​​слабших зірок Плеяд теж всі близько 4-ої величини, п'ятої величини зірки ще вільно видно неозброєним оком; 6-а величина містить у собі зірки, ледь помітні для гарного зору.

Сучасні астрономи, приймаючи в загальних рисахсистему, яка дійшла до них від давнини, постаралися надати їй більшої визначеності. Ретельні дослідження показали, що дійсна кількість світла, що відповідає різним величинам, змінюється від однієї величини до іншої майже в геометричній прогресії; цей висновок узгоджується з добре відомим психологічним законом, що відчуття змінюється в арифметичної прогресії, якщо причина, що виробляє його, змінюється на прогресію геометричної.

Знайдено, що середня зірка 5-ї величини дає від 2 до 3 разів більше світла, ніж середня зірка 6-ої величини, зірка 4-ої величини дає від 2 до 3 разів більше світла, ніж зірка 5-ї, і т.д. ., до 2-ої величини. Для першої величини відмінність така велика, що навряд чи можна вказати якесь середнє відношення. Сіріус, наприклад, у 6 разів яскравіший, ніж Альтаїр, який зазвичай вважається типовою зіркою першої величини. Щоб надати точність своїм оцінкам, сучасні астрономи постаралися звести різниці між різними величинами до однієї і тієї ж мірки, а саме прийняли, що відношення яскравості зірок двох послідовних класів дорівнює двом із половиною.

Якби прийом поділу видимих ​​зірок тільки на 6 окремих величин був прийнятий без будь-яких змін, то ми зустріли б утруднення в тому, що в один і той же клас довелося б віднести зірки, дуже різні за яскравістю. В тому самому класі виявилися б зірки, що перевершують одна одну вдвічі за яскравістю. Тому, щоб надати результатам точність, довелося розглядати клас, величину зірок, як таку кількість, яка змінюється безперервно — запровадити десяті і навіть соті частки величини. Так, ми маємо зірки 5,0, 5,1, 5,2 величини і т.д., або навіть ми можемо ділити ще дрібніше і говорити про зірок, що мають величини 5,11, 5,12 і т.д.

Вимірювання зіркової величини

На жаль, поки що невідомо жодного іншого способу визначати кількість світла, отриманого від зірки, як судячи з дії його на око. Дві зірки вважаються рівними, коли вони для ока здаються рівною яскравістю. У цих умовах наша думка дуже ненадійна. Тому спостерігачі намагалися надати більше точності, пускаючи фотометри — інструменти для вимірювання кількості світла. Але навіть за цих інструментів спостерігач повинен ґрунтуватися на оцінці оком рівності блиску. Світло однієї зірки збільшується чи зменшується у певній пропорції до того часу. поки для нашого ока він не здасться рівним світлуіншої зірки; а ця остання може бути і штучною зірочкою, отриманою за допомогою полум'я свічки чи лампи. Ступінь збільшення чи зменшення визначить різницю величин обох зірок.

Коли ми намагаємося міцно обґрунтувати вимірювання блиску зірки, ми приходимо до висновку, що це завдання досить складне. Насамперед не всі промені, що приходять від зірки, сприймаються нами як світло. Але всі промені, видимі та невидимі, поглинаються чорною поверхнею і виражають свою дію у нагріванні її. Тому самий найкращий спосібВиміряти випромінювання зірки полягає в оцінці тепла, яке вона посилає, так як це точніше відображає процеси, що відбуваються на світилі, ніж це може зробити видиме світло. На жаль, теплова діяпроменів зірки настільки мало, що не можна виміряти навіть сучасними приладами. Поки що ми повинні залишити надію визначити повне проміння зірки і обмежитися тільки тією його частиною, яка називається світлом.

Отже, якщо ми прагнемо точності, ми повинні сказати, що світло, як ми його розуміємо, може, по суті, вимірюватися лише за своєю дією на зоровий нерв, і немає іншого шляху виміряти його ефект, крім оцінки оком. Усі фотометри, які служать для вимірювання світла зірок, побудовані так, що дають можливість збільшувати або зменшувати світло однієї зірки і візуально прирівнювати її до світла іншої зірки або іншого джерела і так оцінювати її.

Зоряна величина та спектр

Труднощі отримання точних результатівзбільшується ще тим, що зірки розрізняються за їхнім кольором. З набагато більшою точністю ми можемо переконуватися в рівності двох джерел світла, коли вони мають той самий колірний відтінок, ніж коли кольори їх різні. Ще одне джерело невизначеності походить від того, що називається явищем Пуркіньє (Purkinje), на ім'я , який перший описав його. Він знайшов, що якщо ми маємо два джерела світла однієї й тієї ж яскравості, але одне червоне, а інше зелене, то при збільшенні або зменшенні в одній і тій же пропорції ці джерела перестануть здаватися однаковими за яскравістю. Інакше кажучи, математична аксіома у тому, що половини чи чверті рівних величин теж рівні між собою, незастосовна до дії світла очей. Коли яскравість зменшується, зелена пляма починає здаватися яскравішою, ніж червона. Якщо ми збільшуємо яскравість обох джерел, то червоний починає здаватися яскравішим за зелений. Інакше кажучи, червоні промені для нашого зору швидше посилюються і послаблюються, ніж зелені промені, при тому самому зміні дійсної яскравості.

Також з'ясовано, що цей закон зміни яскравості, що здається, не поширюється послідовно на всі кольори спектру. Правильно, що коли ми переходимо від червоного до фіолетового кінця спектру, жовтий колір гасне менш швидко, ніж червоний, при цьому зменшенні яскравості, а зелений ще менш швидко, ніж жовтий. Але якщо ми переходимо від зеленого до синього, то можна сказати, що останній не пропадає так швидко, як зелений. Очевидно, з усього цього випливає, що дві зірки різного кольору, що здаються однаково яскравими для неозброєного ока, вже не здаватимуться рівними в телескоп. Червоні чи жовті зірки здаються порівняно яскравішими в телескопі, зелені та синюваті – порівняно яскравішими для неозброєного ока.

Таким чином можна зробити висновок, що, незважаючи на значне вдосконалення засобів вимірювання, розвиток мікроелектроніки та комп'ютерів, візуальні спостереження досі грають саму важливу рольв астрономії, і навряд чи ця роль знизиться в найближчому майбутньому.