Jei pakelsite galvą giedrą be debesų naktį, pamatysite daug žvaigždžių. Tiek daug, kad atrodo, kad išvis neįmanoma suskaičiuoti. Pasirodo, akimi matomi dangaus kūnai vis dar skaičiuojami. Jų yra apie 6 tūkst.. Tiek šiauriniam, tiek pietiniam mūsų planetos pusrutuliams bendras skaičius. Idealiu atveju jūs ir aš, būdami, pavyzdžiui, šiauriniame pusrutulyje, būtume turėję matyti maždaug pusę viso jų skaičiaus, ty kažkur apie 3 tūkstančius žvaigždžių.
Daugybė žiemos žvaigždžių
Deja, beveik neįmanoma atsižvelgti į visas turimas žvaigždes, nes tam reikės visiškai skaidrios atmosferos sąlygų ir visiško šviesos š altinių nebuvimo. Net jei gilią žiemos naktį atsidursite atvirame lauke nuo miesto šviesos. Kodėl žiemą? Taip, nes vasaros naktys daug šviesesnės! Taip yra dėl to, kad saulė nenusileidžia toli žemiau horizonto. Tačiau net ir šiuo atveju mūsų akiai bus prieinama ne daugiau kaip 2,5–3 tūkst. Kodėl taip?
Reikalas ta, kad mokinysŽmogaus akis, jei įsivaizduosime ją kaip optinį instrumentą, surenka tam tikrą šviesos kiekį iš skirtingų š altinių. Mūsų atveju šviesos š altiniai yra žvaigždės. Kiek jų matysime, tiesiogiai priklauso nuo optinio įrenginio objektyvo skersmens. Natūralu, kad žiūrono ar teleskopo lęšio stiklas yra didesnio skersmens nei akies vyzdys. Todėl jis surinks daugiau šviesos. Dėl to naudojant astronominius prietaisus galima pamatyti daug daugiau žvaigždžių.
Žvaigždėtas dangus Hiparcho akimis
Žinoma, pastebėjote, kad žvaigždės skiriasi ryškumu arba, kaip sako astronomai, ryškumu. Tolimoje praeityje žmonės taip pat atkreipdavo į tai dėmesį. Senovės graikų astronomas Hiparchas visus matomus dangaus kūnus suskirstė į žvaigždžių dydžius, turinčius VI klases. Ryškiausi iš jų „užsidirbo“I, o neišraiškingiausias jis apibūdino kaip VI kategorijos žvaigždes. Likusieji buvo suskirstyti į tarpines klases.
Vėliau paaiškėjo, kad skirtingi žvaigždžių dydžiai turi tam tikrą algoritminį ryšį tarp jų. O ryškumo iškraipymą per vienodą skaičių kartų mūsų akis suvokia kaip pašalinimą per tą patį atstumą. Taigi tapo žinoma, kad I kategorijos žvaigždės spindulys yra maždaug 2,5 karto ryškesnis nei II.
II klasės žvaigždė yra tiek pat kartų ryškesnė nei III klasės, o atitinkamai III klasės dangaus kūnas yra ryškesnis nei IV. Dėl to skirtumas tarp I ir VI dydžio žvaigždžių švytėjimo skiriasi 100 kartų. Taigi VII kategorijos dangaus kūnai yra už žmogaus regėjimo slenksčio. Svarbu žinoti, kad žvaigždėdydis yra ne žvaigždės dydis, o akivaizdus jos spindesys.
Kas yra absoliutus dydis?
Žvaigždžių dydis ne tik matomas, bet ir absoliutus. Šis terminas vartojamas, kai reikia palyginti dvi žvaigždes viena su kita pagal jų šviesumą. Norėdami tai padaryti, kiekviena žvaigždė nurodoma įprastu standartiniu 10 parsekų atstumu. Kitaip tariant, tai yra žvaigždės objekto dydis, jei jis būtų 10 kompiuterių atstumu nuo stebėtojo.
Pavyzdžiui, mūsų saulės stiprumas yra –26,7. Tačiau iš 10 kompiuterių atstumo mūsų žvaigždė būtų vos matomas penktojo didumo objektas. Iš to išplaukia: kuo didesnis dangaus objekto šviesumas arba, kaip sakoma, žvaigždės skleidžiama energija per laiko vienetą, tuo didesnė tikimybė, kad absoliutus objekto dydis įgis neigiamą reikšmę. Ir atvirkščiai: kuo mažesnis šviesumas, tuo didesnės bus teigiamos objekto reikšmės.
Ryškiausios žvaigždės
Visų žvaigždžių spindesys skiriasi. Kai kurie yra šiek tiek ryškesni už pirmąjį dydį, pastarieji yra daug silpnesni. Atsižvelgiant į tai, buvo įvestos trupmeninės vertės. Pavyzdžiui, jei matomas žvaigždžių spindesys yra kažkur tarp I ir II kategorijų, tada ji laikoma 1, 5 klasės žvaigžde. Taip pat yra žvaigždžių, kurių dydis yra 2, 3…4, 7… ir tt Pavyzdžiui, Procyon, kuris yra pusiaujo žvaigždyno Canis Minor dalis, geriausiai matomas visoje Rusijoje sausio arba vasario mėnesiais. Jos akivaizdus spindesys yra 0,4.
Pažymėtina, kad ašdydis yra 0 kartotinis. Jį beveik tiksliai atitinka tik viena žvaigždė – tai Vega, ryškiausia Lyros žvaigždyno žvaigždė. Jo ryškumas yra maždaug 0,03 balo. Tačiau yra šviesulių, kurie yra ryškesni už jį, tačiau jų dydis yra neigiamas. Pavyzdžiui, Sirijus, kurį galima stebėti vienu metu dviejuose pusrutuliuose. Jo šviesumas yra –1,5 magnitudės.
Neigiami žvaigždžių dydžiai priskiriami ne tik žvaigždėms, bet ir kitiems dangaus objektams: Saulei, Mėnuliui, kai kurioms planetoms, kometoms ir kosminėms stotims. Tačiau yra žvaigždžių, kurios gali pakeisti savo ryškumą. Tarp jų yra daug pulsuojančių žvaigždžių su kintamo ryškumo amplitudėmis, tačiau yra ir tokių, kuriose vienu metu galima stebėti keletą pulsacijų.
Žvaigždžių dydžių matavimas
Astronomijoje beveik visi atstumai matuojami geometrine žvaigždžių dydžių skale. Fotometrinis matavimo metodas naudojamas dideliems atstumams, taip pat, jei reikia palyginti objekto šviesumą su jo tariamu ryškumu. Iš esmės atstumą iki artimiausių žvaigždžių lemia jų metinis paralaksas – didžioji elipsės pusašis. Ateityje paleisti kosminiai palydovai vizualinį vaizdų tikslumą padidins bent kelis kartus. Deja, didesniems nei 50–100 kompiuterių atstumams vis dar naudojami kiti metodai.
Ekskursija į kosmosą
Tolimoje praeityje visi dangaus kūnai ir planetos buvo daug mažesni. Pavyzdžiui, mūsų Žemė kažkada buvo Veneros, o dar anksčiau – Marso dydžio. Prieš milijardus metų visi žemynai mūsų planetą dengė ištisine žemynine pluta. Vėliau Žemės dydis padidėjo, o žemyninės plokštės išsiskyrė ir susidarė vandenynai.
Visos žvaigždės, atėjus „galaktinei žiemai“, padidino temperatūrą, šviesumą ir dydį. Laikui bėgant didėja ir dangaus kūno (pavyzdžiui, Saulės) masės matas. Tačiau tai buvo labai netolygu.
Iš pradžių ši maža žvaigždė, kaip ir bet kuri kita milžiniška planeta, buvo padengta kietu ledu. Vėliau žvaigždė pradėjo didėti, kol pasiekė kritinę masę ir nustojo augti. Taip yra dėl to, kad žvaigždžių masė periodiškai didėja po kitos galaktinės žiemos, o mažėja ne sezono metu.
Visa saulės sistema augo kartu su Saule. Deja, ne visoms žvaigždėms pavyks eiti šiuo keliu. Daugelis jų išnyks kitų, masyvesnių žvaigždžių gelmėse. Dangaus kūnai sukasi galaktikos orbitomis ir, palaipsniui artėdami prie paties centro, griūva ant vienos iš artimiausių žvaigždžių.
Galaktika yra supermilžinė žvaigždžių ir planetų sistema, kilusi iš nykštukinės galaktikos, kilusios iš mažesnio spiečiaus, atsiradusio iš kelių planetų sistemos. Pastaroji buvo iš tos pačios sistemos kaip ir mūsų.
Ribojamas žvaigždutės dydis
Dabar nebėra paslaptis, kad kuo skaidresnis ir tamsesnis dangus virš mūsų, tuo daugiau žvaigždžių ar meteorų galite pamatyti. Ribinė žvaigždėdydis yra charakteristika, kurią geriau lemia ne tik dangaus skaidrumas, bet ir žiūrinčiojo matymas. Žmogus gali matyti blankiausios žvaigždės spindesį tik horizonte, turėdamas periferinį matymą. Tačiau verta paminėti, kad tai yra kiekvieno individualus kriterijus. Lyginant su vizualiniu stebėjimu iš teleskopo, esminis skirtumas yra instrumento tipas ir jo objektyvo skersmuo.
Teleskopo su fotografine plokšte įsiskverbimo jėga fiksuoja blankių žvaigždžių spinduliuotę. Šiuolaikiniai teleskopai gali stebėti objektus, kurių šviesumas yra 26–29 balai. Įrenginio įsiskverbimo galia priklauso nuo daugelio papildomų kriterijų. Tarp jų nemažos reikšmės turi vaizdo kokybė.
Žvaigždės vaizdo dydis tiesiogiai priklauso nuo atmosferos būsenos, objektyvo židinio nuotolio, emulsijos ir ekspozicijai skirto laiko. Tačiau svarbiausias rodiklis yra žvaigždės ryškumas.
