Jos nostat päätäsi kirkkaana pilvettömänä yönä, näet paljon tähtiä. Niin paljon, että tuntuu mahdottom alta laskea ollenkaan. Osoittautuu, että silmällä näkyvät taivaankappaleet lasketaan edelleen. Niitä on noin 6 000. Tämä on kokonaismäärä planeettamme pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla. Ihannetapauksessa sinä ja minä olisimme esimerkiksi pohjoisella pallonpuoliskolla nähneet noin puolet niiden kokonaismäärästä, nimittäin jossain 3000 tähden tienoilla.
Myriad talvitähtiä
Valitettavasti on lähes mahdotonta ottaa huomioon kaikkia saatavilla olevia tähtiä, koska tämä vaatii olosuhteet, joissa ilmapiiri on täysin läpinäkyvä ja valonlähteiden täydellinen puuttuminen. Vaikka löytäisit itsesi avoimella kentällä kaukana kaupungin valosta syvänä talviyönä. Miksi talvella? Kyllä, koska kesäyöt ovat paljon valoisampia! Tämä johtuu siitä, että aurinko ei laske kauas horisontin alapuolelle. Mutta jopa tässä tapauksessa silmällemme ei ole saatavilla enempää kuin 2,5–3 tuhatta tähteä. Miksi näin?
Asia on, että oppilasIhmissilmä, jos kuvittelemme sen optiseksi instrumentiksi, kerää tietyn määrän valoa eri lähteistä. Meidän tapauksessamme valonlähteet ovat tähtiä. Kuinka monta niitä näemme, riippuu suoraan optisen laitteen linssin halkaisijasta. Luonnollisesti kiikarin tai kaukoputken linssin lasi on halkaisij altaan suurempi kuin silmän pupilli. Siksi se kerää enemmän valoa. Tämän seurauksena paljon suurempi määrä tähtiä voidaan nähdä tähtitieteellisillä välineillä.
Tähtitaivas Hipparkoksen silmin
Tietenkin olet huomannut, että tähdet eroavat kirkkaudeltaan tai, kuten tähtitieteilijät sanovat, näennäisen kirkkauden suhteen. Tähän kiinnitettiin myös kaukaisessa menneisyydessä huomiota. Muinainen kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparkhos jakoi kaikki näkyvät taivaankappaleet tähtien magnitudeihin, joilla on VI luokka. Kirkkaimmat heistä "ansaitsivat" I, ja ilmeisimmät hän kuvaili luokan VI tähdiksi. Loput jaettiin väliluokkiin.
Myöhemmin kävi ilmi, että eri tähtien magnitudien välillä on jonkinlainen algoritminen yhteys. Ja yhtä monta kertaa tapahtuvan kirkkauden vääristymisen silmämme havaitsee poistumana samalla etäisyydellä. Siten tuli tiedoksi, että kategorian I tähden säteily on noin 2,5 kertaa kirkkaampi kuin II:n säteily.
Luokan II tähti on kirkkaampi kuin luokan III saman monta kertaa, ja vastaavasti luokan III taivaankappale on kirkkaampi kuin IV. Tämän seurauksena I- ja VI-suuruuden tähtien hehkun ero poikkeaa 100-kertaisesti. Siten VII-luokan taivaankappaleet ovat ihmisen näkökyvyn kynnyksen ulkopuolella. On tärkeää tietää, että tähtimagnitudi ei ole tähden kokoinen, vaan sen näennäinen loisto.
Mikä on absoluuttinen suuruus?
Tähtien magnitudit eivät ole vain näkyviä, vaan myös absoluuttisia. Tätä termiä käytetään, kun on tarpeen verrata kahta tähteä toisiinsa niiden valoisuuden perusteella. Tätä varten kuhunkin tähtiin viitataan tavanomaisesti 10 parsekin vakioetäisyydellä. Toisin sanoen tämä on tähtiobjektin koko, joka sillä olisi, jos se olisi 10 PC:n etäisyydellä tarkkailijasta.
Esimerkiksi aurinkomme magnitudi on -26,7. Mutta 10 PC:n etäisyydellä tähtemme olisi viidennen magnitudin tuskin näkyvä kohde. Tästä seuraa: mitä suurempi taivaankappaleen kirkkaus tai, kuten sanotaan, energia, jonka tähti säteilee aikayksikköä kohti, sitä todennäköisemmin kohteen absoluuttinen suuruus saa negatiivisen arvon. Ja päinvastoin: mitä pienempi valoisuus, sitä korkeammat kohteen positiiviset arvot ovat.
Kirkkaimmat tähdet
Kaikilla tähdillä on erilainen ilmeinen loisto. Jotkut ovat hieman kirkkaampia kuin ensimmäinen magnitudi, jälkimmäiset ovat paljon heikompia. Tätä silmällä pitäen otettiin käyttöön murto-osia. Esimerkiksi, jos näennäinen tähtien suuruus on loistossaan jossain luokkien I ja II välissä, sen katsotaan olevan luokan 1, 5 tähti. On myös tähtiä, joiden magnitudi on 2, 3…4, 7… jne. Esimerkiksi Procyon, joka on osa päiväntasaajan tähdistöä Canis Minor, näkyy parhaiten koko Venäjällä tammi-helmikuussa. Hänen ilmeinen loistonsa on 0,4.
On huomionarvoista, että minämagnitudi on 0:n kerrannainen. Vain yksi tähti vastaa sitä melkein tarkasti - tämä on Vega, Lyyran tähdistön kirkkain tähti. Sen kirkkaus on noin 0,03 magnitudia. On kuitenkin valoja, jotka ovat sitä kirkkaampia, mutta niiden suuruus on negatiivinen. Esimerkiksi Sirius, joka voidaan havaita kahdella pallonpuoliskolla kerralla. Sen kirkkaus on -1,5 magnitudia.
Negatiivisia tähtien magnitudeja ei ole osoitettu vain tähdille, vaan myös muille taivaankappaleille: Auringolle, Kuulle, joillekin planeetoille, komeetoille ja avaruusasemille. On kuitenkin tähtiä, jotka voivat muuttaa kirkkaustaan. Niiden joukossa on monia sykkiviä tähtiä, joiden kirkkausamplitudit vaihtelevat, mutta on myös sellaisia, joissa voidaan havaita useita pulsaatioita samanaikaisesti.
Tähtien magnitudien mittaus
Tähtitiedessä lähes kaikki etäisyydet mitataan tähtien magnitudien geometrisella asteikolla. Fotometristä mittausmenetelmää käytetään pitkillä etäisyyksillä ja myös silloin, kun haluat verrata kohteen valoisuutta sen näennäiseen kirkkauteen. Periaatteessa etäisyys lähimpiin tähtiin määräytyy niiden vuotuisen parallaksin - ellipsin suuren puoliakselin - mukaan. Tulevaisuudessa avaruussatelliitit lisäävät kuvien visuaalista tarkkuutta ainakin moninkertaisesti. Valitettavasti muita menetelmiä käytetään edelleen yli 50–100 PC:n etäisyyksille.
Retki ulkoavaruuteen
Kaukaisessa menneisyydessä kaikki taivaankappaleet ja planeetat olivat paljon pienempiä. Esimerkiksi maapallomme oli kerran Venuksen kokoinen ja vielä aikaisemmin Marsin kokoinen. Miljardeja vuosia sitten kaikki maanosat peittivät planeettamme yhtenäisellä mannerkuorella. Myöhemmin Maan koko kasvoi, ja mannerlaatat erosivat muodostaen v altameriä.
Kaikki tähdet "galaktisen talven" tullessa lisäsivät lämpötilaa, valoisuutta ja voimakkuutta. Myös taivaankappaleen (esimerkiksi Auringon) massa kasvaa ajan myötä. Tämä oli kuitenkin erittäin epätasaista.
Alun perin tämä pieni tähti, kuten mikä tahansa jättiläinen planeetta, oli kiinteän jään peitossa. Myöhemmin tähti alkoi kasvaa, kunnes se saavutti kriittisen massansa ja lakkasi kasvamasta. Tämä johtuu siitä, että tähtien massa kasvaa ajoittain seuraavan galaktisen talven jälkeen ja pienenee sesongin ulkopuolella.
Koko aurinkokunta kasvoi Auringon mukana. Valitettavasti kaikki tähdet eivät voi seurata tätä polkua. Monet heistä katoavat muiden, massiivisempien tähtien syvyyksiin. Taivaankappaleet kääntyvät galaktisilla kiertoradoilla ja lähestyvät vähitellen aivan keskustaa, romahtavat yhdelle lähimmistä tähdistä.
Galaksi on superjättiläinen tähti-planeettajärjestelmä, joka syntyi kääpiögalaksista, joka syntyi pienemmästä joukosta, joka syntyi useista planeettajärjestelmistä. Jälkimmäinen tuli samasta järjestelmästä kuin meidän.
Rajallinen tähtikoko
Nyt ei ole enää salaisuus, että mitä läpinäkyvämpi ja tummempi taivas yläpuolellamme on, sitä enemmän tähtiä tai meteoreja näet. Raja tähtisuuruus on ominaisuus, joka määritetään paremmin paitsi taivaan läpinäkyvyyden, myös katsojan näkemyksen vuoksi. Ihminen voi nähdä himmeimmän tähden säteilyn vain horisontissa ääreisnäön avulla. On kuitenkin syytä mainita, että tämä on jokaisen yksilöllinen kriteeri. Teleskoopin visuaaliseen havainnointiin verrattuna olennainen ero on instrumentin tyyppi ja sen linssin halkaisija.
Valokuvalevyllä varustetun kaukoputken tunkeutumisvoima vangitsee himmeiden tähtien säteilyn. Nykyaikaisilla kaukoputkella voidaan tarkkailla kohteita, joiden kirkkaus on 26–29 magnitudia. Laitteen läpäisykyky riippuu monista lisäkriteereistä. Niistä kuvanlaadulla ei ole vähäistä merkitystä.
Tähtikuvan koko riippuu suoraan ilmakehän tilasta, linssin polttovälistä, emulsiosta ja valotukseen varatusta ajasta. Tärkein indikaattori on kuitenkin tähden kirkkaus.
