Qaysi yulduzlar eng yuqori yorqinlikka ega. Yulduzning o'ziga xos xususiyatlari
Yulduzlar kosmosga juda ko'p miqdorda chiqariladi, ular deyarli butunlay ifodalanadi har xil turlari nurlar. Yulduzning ma'lum vaqt oralig'ida chiqaradigan umumiy nurlanish energiyasi yulduzning yorqinligidir. Yorug'lik indeksi yoritgichlarni o'rganish uchun juda muhimdir, chunki u yulduzning barcha xususiyatlariga bog'liq.
Yulduzning yorqinligi haqida gapirganda, e'tiborga olish kerak bo'lgan birinchi narsa shundaki, uni yulduzning boshqa parametrlari bilan osongina chalkashtirib yuborish mumkin. Ammo amalda hamma narsa juda oddiy - faqat har bir xususiyat nima uchun javob berishini bilishingiz kerak.
Yulduzning yorqinligi (L) birinchi navbatda yulduz tomonidan chiqarilgan energiya miqdorini aks ettiradi va shuning uchun energiyaning boshqa miqdoriy xarakteristikalari kabi vattlarda o'lchanadi. Bu ob'ektiv miqdor: kuzatuvchi harakat qilganda u o'zgarmaydi. Ushbu parametr 3,82 × 10 26 Vt. Yulduzimizning yorqinlik indeksi ko'pincha boshqa yulduzlarning yorqinligini o'lchash uchun ishlatiladi, bu taqqoslash uchun qulayroqdir - keyin u L ☉, (☉) sifatida belgilanadi. grafik belgisi Quyosh.)
Shubhasiz, yuqoridagilar orasida eng informatsion va universal xususiyat - bu yorqinlik. Ushbu parametr yulduz nurlanishining intensivligini eng batafsil ko'rsatganligi sababli, yulduzning ko'plab xususiyatlarini - hajmi va massasidan tortib to intensivligigacha aniqlash uchun foydalanish mumkin.
Yorqinlik A dan Z gacha
Yulduzdagi nurlanish manbasini izlash ko'p vaqt talab qilmaydi. Yulduzni tark etishi mumkin bo'lgan barcha energiya termoyadroviy termoyadroviy reaktsiyalar jarayonida hosil bo'ladi. Vodorod atomlari tortishish bosimi ostida geliyga qo'shilib, juda katta miqdorda energiya chiqaradi. Va kattaroq yulduzlarda nafaqat vodorod, balki geliy ham "yonadi" - ba'zida undan ham massiv elementlar, hatto temir ham. Keyin energiya ko'p marta kattaroq bo'lib chiqadi.
Yadro reaktsiyasi vaqtida ajralib chiqadigan energiya miqdori to'g'ridan-to'g'ri bog'liq - u qanchalik katta bo'lsa, tortishish kuchi yulduzning yadrosini shunchalik ko'p siqadi va vodorod bir vaqtning o'zida geliyga aylanadi. Lekin yolg'iz emas atom energiyasi yulduzning yorqinligini aniqlaydi - axir, u hali ham tashqariga chiqarilishi kerak.
Bu erda radiatsiya maydoni o'ynaydi. Uning energiya uzatish jarayonida ta'siri juda katta, bu hatto kundalik hayotda ham osonlik bilan tekshiriladi. Filamenti 2800 ° C gacha qiziydigan akkor chiroq 8 soatlik ishlagandan keyin xonadagi haroratni sezilarli darajada o'zgartirmaydi, lekin 50-80 ° S haroratli oddiy batareya xonani isitish imkoniyatiga ega bo'ladi. sezilarli tiqilib qolishgacha. Samaradorlikdagi farqlar energiya chiqaradigan sirt maydoni miqdoridagi farqlardan kelib chiqadi.
Yulduz yadrosining maydoni va uning yuzasi o'rtasidagi nisbat ko'pincha lampochkaning filamenti va batareyaning nisbatlariga mos keladi - yadro diametri yulduzning umumiy diametrining atigi o'ndan mingdan bir qismini tashkil qilishi mumkin. Shunday qilib, yulduzning yorqinligiga uning chiqaradigan sirtining maydoni, ya'ni yulduzning o'zi jiddiy ta'sir qiladi. Bu erda harorat unchalik ahamiyatli emas. Yulduz sirtining qizg‘in nurlanishi Quyosh fotosferasi haroratidan 40% kam - lekin o‘zining kattaligi tufayli uning yorqinligi Quyosh nuridan 150 marta oshib ketadi.
Ma'lum bo'lishicha, yulduzning yorqinligini hisoblashda yadro energiyasidan ko'ra o'lchamning roli muhimroqdir? Unchalik emas. Yorqinligi va harorati yuqori bo'lgan ko'k gigantlar qizil supergigantlarga o'xshash yorqinlikka ega, ular ancha katta. Bundan tashqari, eng massiv va eng issiq yulduzlardan biri barcha ma'lum yulduzlarning eng yuqori yorqinligiga ega. Yangi rekordchi topilmaguncha, bu yorqinlikning eng muhim parametri haqidagi bahslarga chek qo'yadi.
Astronomiyada yorqinlikdan foydalanish
Shunday qilib, yorqinlik yulduz energiyasini ham, uning sirt maydonini ham juda aniq aks ettiradi - shuning uchun u astronomlar yulduzlarni solishtirish uchun foydalanadigan ko'plab tasniflash jadvallariga kiritilgan. Ularning orasida diagrammani ta'kidlash kerak
Agar siz yulduzli osmonga qarasangiz, yulduzlar yorqinligi bilan keskin farq qilishini darhol sezasiz - ba'zilari juda yorqin porlaydi, ular osongina seziladi, boshqalari oddiy ko'z bilan farqlash qiyin.
Hatto qadimgi astronom Gipparx ham yulduzlarning yorqinligini farqlashni taklif qilgan. Yulduzlar oltita guruhga bo'lingan: birinchisi eng yorqinlarini o'z ichiga oladi - bu birinchi kattalikdagi yulduzlar (qisqartirilgan - 1 m, lotincha magnitudo - magnituda), zaifroq yulduzlar - ikkinchi kattalik (2 m) va oltinchi guruhga qadar. - yalang'och ko'z bilan ko'rinadigan yulduzlar. Yulduz kattaligi yulduzning yorqinligini, ya'ni yulduzning er yuzida yaratadigan yorug'ligini tavsiflaydi. 1 m yulduzning yorqinligi 6 m yulduzning yorqinligidan 100 marta katta.
Dastlab, yulduzlarning yorqinligi noto'g'ri, ko'z bilan aniqlangan; keyinchalik, yangi paydo bo'lishi bilan optik asboblar, yorqinligi aniqroq aniqlana boshladi va kattaligi 6 dan katta boʻlgan kamroq yorqin yulduzlar maʼlum boʻldi (Eng kuchli rus teleskopi – 6 metrli reflektor 24 magnitudagacha boʻlgan yulduzlarni kuzatish imkonini beradi).
O'lchovlarning aniqligi oshishi va fotoelektrik fotometrlarning paydo bo'lishi bilan yulduzlarning yorqinligini o'lchashning aniqligi oshdi. Yulduz kattaliklari belgilana boshladi kasr sonlar. Eng yorqin yulduzlar, shuningdek, sayyoralar nolga teng yoki hatto salbiy kattalikka ega. Masalan, to'lin oydagi Oyning magnitudasi -12,5, Quyosh esa -26,7 ga teng.
1850 yilda ingliz astronomi N. Posson quyidagi formulani yaratdi:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1
bu erda E1 va E2 Yerdagi yulduzlar tomonidan yaratilgan yorug'lik, m1 va m2 esa ularning kattaliklari. Boshqacha qilib aytganda, masalan, birinchi kattalikdagi yulduz ikkinchi kattalikdagi yulduzdan 2,5 marta va uchinchi kattalikdagi yulduzdan 2,52 = 6,25 marta yorqinroq.
Biroq, kattalik qiymati ob'ektning yorqinligini tavsiflash uchun etarli emas, buning uchun yulduzgacha bo'lgan masofani bilish kerak.
Ob'ektgacha bo'lgan masofani unga jismoniy etib bormasdan aniqlash mumkin. Ma'lum bo'lgan segmentning (asos) ikkala uchidan ushbu ob'ektga yo'nalishni o'lchashingiz kerak, so'ngra segmentning uchlari va uzoqdagi ob'ekt tomonidan hosil qilingan uchburchakning o'lchamlarini hisoblashingiz kerak. Bu usul triangulyatsiya deb ataladi.
Baza qanchalik katta bo'lsa, o'lchov natijasi qanchalik aniq bo'ladi. Yulduzlargacha bo'lgan masofalar shunchalik kattaki, poydevorning uzunligi o'lchamlardan oshib ketishi kerak globus, aks holda o'lchov xatosi katta bo'ladi. Yaxshiyamki, kuzatuvchi sayyora bilan bir yil davomida Quyosh atrofida sayohat qiladi va agar u bir yulduzni bir necha oylik oraliq bilan ikkita kuzatishni amalga oshirsa, u uni Yer orbitasining turli nuqtalaridan ko'rayotgani ma'lum bo'ladi - va bu allaqachon munosib asosdir. Yulduz tomon yo'nalish o'zgaradi: u uzoqroq yulduzlar fonida biroz siljiydi. Bu siljish paralaks, yulduzning osmon sferasida siljish burchagi esa paralaks deb ataladi. Yulduzning yillik paralaksi - bu yulduz yo'nalishiga perpendikulyar bo'lgan Yer orbitasining o'rtacha radiusi ko'rinadigan burchak.
Parallaks tushunchasi astronomiyada masofaning asosiy birliklaridan biri - parsek nomi bilan bog'liq. Bu yillik paralaksi aynan 1" bo'lgan xayoliy yulduzgacha bo'lgan masofa. Har qanday yulduzning yillik paralaksi unga bo'lgan masofa bilan oddiy formula bilan bog'liq:
bu yerda r - parseklardagi masofa, P - soniyalardagi yillik parallaks.
Endi parallaks usuli yordamida minglab yulduzlargacha bo'lgan masofalar aniqlandi.
Endi yulduzgacha bo'lgan masofani bilib, siz uning yorqinligini - u tomonidan chiqarilgan energiya miqdorini aniqlashingiz mumkin. U mutlaq bilan tavsiflanadi kattalik.
Mutlaq kattalik (M) yulduzning kuzatuvchidan 10 parsek (32,6 yorug'lik yili) masofasida bo'lishi mumkin bo'lgan kattalikdir. Ko'rinadigan kattalik va yulduzgacha bo'lgan masofani bilib, siz uning mutlaq kattaligini topishingiz mumkin:
M=m + 5 - 5 * lg(r)
Quyoshga eng yaqin yulduz Proksima Sentavr, mayda xira qizil mitti, ko'rinadigan kattaligi m=-11,3 va mutlaq kattaligi M=+15,7. Yerga yaqin boʻlishiga qaramay, bunday yulduzni faqat kuchli teleskop yordamida koʻrish mumkin. Bo'rilar katalogiga ko'ra 359-sonli yanada xiraroq yulduz: m=13,5; M=16,6. Bizning Quyoshimiz Wolf 359 dan 50 000 marta yorqinroq porlaydi. Doradus yulduzi (janubiy yarimsharda) faqat 8-chi zohiriy kattalikka ega va oddiy ko'zga ko'rinmaydi, lekin uning mutlaq kattaligi M = -10,6; u million marta quyoshdan yorqinroq. Agar u bizdan Proxima Centauri bilan bir xil masofada bo'lsa, u to'lin oyda Oydan ham yorqinroq porlaydi.
Quyosh uchun M=4,9. 10 parsek masofada quyosh yalang'och ko'zga zo'rg'a ko'rinadigan zaif yulduz sifatida ko'rinadi.
Yagona jismoniy miqdor Yulduzni tavsiflashi mumkin bo'lgan va o'lchash mumkin bo'lgan , bu yulduz tomonidan er yuzasida yaratilgan yorug'likdir. Optikadan ma'lumki, yorug'lik E, yulduz yorqinligi L va yulduzgacha bo'lgan masofa R munosabat bilan bog'liq
E = L/ 4p R 2 .
Er yuzasida eng yorqin yulduz Sirius tomonidan yaratilgan yorug'lik eng zaif kuzatiladigan yulduz tomonidan yaratilgan yorug'likdan 10 10 baravar ko'proq, lekin Quyosh tomonidan yaratilgan yorug'likdan taxminan bir xil miqdorda kamroq.
Yulduzgacha bo'lgan masofani bilish va u yaratadigan yorug'likni o'lchash orqali uning asosiy jismoniy xususiyatlaridan biri - yorqinligini aniqlash mumkin. Ma'lum bo'lishicha, yulduzlarning yorqinligi juda keng doirada tarqalgan. Ko'pgina yulduzlarning yorqinligi quyoshdan kamroq (eng kam kuchlilar uchun million marta), eng katta va yorqin yulduzlar, oq yoki ko'k supergigantlar deb ataladi, o'n minglab marta kattaroqdir.
Eng issiq yulduzlarning harorati 35 000 K gacha. Ularning maksimal nurlanishi uzoq ultrabinafsha mintaqada joylashgan bo'lib, ular bizga ko'k rangda ko'rinadi. Harorati 10000 K bo'lgan yulduzlar oq, 6000 K haroratlilar sariq, 3000-3500 K gacha bo'lgan yulduzlar qizil rangga ega.
|
Harorat,K |
Ko'rinadigan spektrdagi asosiy chiziqlar (kimyoviy elementlar) |
Yulduz rangi |
Vakil |
|
Moviy oq |
Vega (a Lyrae) |
||
|
Sirius (a Canis Major) |
|||
|
Metallar, OH, TiO |
Arcturus (a Vol-pasa) |
||
|
Metallar, OH, TiO |
To'q qizil |
R quyon |
Yulduz rangi
Diqqatli kuzatuvchi yorqin yulduzlar borligini darhol payqaydi turli rang. Shunday qilib, Vega (a Lyra) ko'k-oq, Aldebaran (a Taurus) qizil-sariq, Sirius (a) Canis Major) oq, Antares (a Scorpio) qizil, Quyosh va Kapella (a Auriga) sariq. Biz xira yulduzlarda rangni faqat ko'rishning o'ziga xos xususiyatlari tufayli ko'rmaymiz. Yulduzning rangi uning harorati bilan belgilanadi, bu to'g'ridan-to'g'ri Vena qonunidan kelib chiqadi.
Yulduzning birlik yuzasiga chiqadigan energiya Stefan-Boltzman qonuni bilan aniqlanadi. Yulduzning butun yuzasi 4p ga teng R 2 (R- yulduz radiusi). Shuning uchun yulduzning yorqinligi ifoda bilan aniqlanadi
L= 4p R 2s T.
Shunday qilib, agar biz yulduzning harorati va yorqinligini bilsak, uning radiusini hisoblashimiz mumkin. Yulduz disklarining burchak o'lchamlari ko'pgina mavjud teleskoplar uchun cheklovchi burchakdan ancha kichikdir. Faqat eng katta teleskoplar va maxsus kuzatish usullari yordamida bir nechta yulduzlarning diametrini to'g'ridan-to'g'ri o'lchash emas, balki ularning disklari tasvirini olish ham mumkin edi.
Yulduz radiuslarining olingan qiymatlari odatda berilgan yorug'lik formulasi yordamida hisoblangan qiymatlarga to'g'ri keladi.
Yulduzlarning massalari juda tor chegaralar ichida joylashgan. Yulduzlarning yorug'liklari dan oraliqda bo'lsa L ≈ 10 -4 L☉ gacha L ≈ 10 4 L☉ , radiuslar - 0,01 oralig'ida R☉ 3 tagacha. 10 3 R☉ bo'lsa, yulduzlarning massalari 0,02 oralig'ida yotadi M☉ 100 tagacha M☉. Kichikroq massaga ega jism endi yulduz emas va undan kattaroq jism mavjud bo'lolmaydi. Bunday yulduz beqaror bo'lib, paydo bo'lgach, ortiqcha massani yo'qotadi yoki ikki yoki undan ko'pga parchalanadi.
|
Yulduz nomi |
Yorqinlik, quyosh nurida |
Radius, quyosh radiuslarida |
Harorat,K |
Suvning zichligiga nisbatan zichlik |
|
|
Asosiy ketma-ketlik |
|||||
|
e Auriga |
|||||
|
a Kentavr |
|||||
|
70 Ophiuchus |
|||||
|
Devlar |
|||||
|
Aldebaran |
|||||
|
Supergigantlar |
|||||
|
Oq mittilar |
|||||
|
40 Eridani |
10 000Saytdan olingan material |
||||
|
2,7 . 10 -3 | |||||
Yulduzning yorqinligi
Yulduzning yorqinligi (L) ko'proq quyosh nuri birliklarida (4x erg / s) ifodalanadi. Yulduzlarning yorqinligi juda keng diapazonda farqlanadi. Ko'pgina yulduzlar "mitti"; ularning yorqinligi ba'zan Quyosh bilan solishtirganda ham ahamiyatsiz. Yorqinlik xususiyati yulduzning "mutlaq kattaligi" dir. Yulduzning yorqinligi, rangi va unga bo'lgan masofaga bog'liq bo'lgan "ko'rinadigan kattalik" tushunchasi ham mavjud. Aksariyat hollarda yulduzlar qanchalik uzoqda bo'lishidan qat'i nazar, ularning hajmini real baholash uchun "mutlaq kattalik" ishlatiladi. Haqiqiy kattalikni bilish uchun siz yulduzlarni an'anaviy masofaga joylashtirishingiz kerak (aytaylik, 10 ta kompyuter). Yorqinligi yuqori yulduzlar bor salbiy qiymatlar. Masalan, quyoshning ko'rinadigan kattaligi -26,8 ga teng. 10 ta kompyuter masofasida bu kattalik allaqachon +5 bo'ladi (yalang'och ko'zga ko'rinadigan eng zaif yulduzlar +6 magnitudasiga ega).
Yulduzlar radiusi
Yulduzlar radiusi. Samarali harorat T ef va yorug'lik L ni bilib, biz yulduzning R radiusini formuladan foydalanib hisoblashimiz mumkin:
Stefan-Boltzmanning nurlanish qonuniga asoslanadi (s - Stefan doimiysi). Katta yulduz radiuslari burchak o'lchamlari yulduz interferometrlari yordamida bevosita o'lchash mumkin. Ikkilik yulduzlarning tutilishi uchun eng katta komponent diametrlarining qiymatlari ularning nisbiy orbitasining yarim katta o'qining kasrlari sifatida ifodalanishi mumkin.
Sirt harorati
Sirt harorati. Issiq jismlarning spektrlarida energiyaning taqsimlanishi bir xil emas; Haroratga qarab, maksimal nurlanish turli to'lqin uzunliklarida sodir bo'ladi va umumiy nurlanishning rangi o'zgaradi. Yulduzdagi bu effektlarni oʻrganish, yulduz spektrlarida energiya taqsimotini oʻrganish va rang indekslarini oʻlchash ularning haroratini aniqlash imkonini beradi. Yulduzlarning harorati ularning spektridagi ma'lum chiziqlarning nisbiy intensivligi bilan ham aniqlanadi, bu esa yulduzlarning spektral sinfini aniqlash imkonini beradi. Yulduzlarning spektral sinflari haroratga bog'liq bo'lib, u kamayishi bilan quyidagi harflar bilan belgilanadi: O, B, A, F, G, K, M. Bundan tashqari, uglerod yulduzlarining C yon qatori G sinfidan ajralib chiqadi. , va yon novdasi S K sinfidan ajralib chiqadi.O sinfidagi yulduzlar issiqroq yulduzlar bilan ajralib turadi. Spektrlarda chiziqlar hosil bo'lish mexanizmini bilib, haroratni spektral sinfdan hisoblash mumkin, agar yulduz yuzasida tortishish tezlashishi ma'lum bo'lsa, bu uning fotosferasining o'rtacha zichligi bilan bog'liq va shuning uchun yulduzning kattaligi (zichlikni spektrlarning nozik xususiyatlaridan baholash mumkin). Yulduzning samarali haroratiga spektral turi yoki rang ko'rsatkichining bog'liqligi samarali harorat shkalasi deb ataladi. Haroratni bilib, yulduz nurlanishining qaysi qismi spektrning ko'rinmas hududlariga - ultrabinafsha va infraqizillarga to'g'ri kelishini nazariy jihatdan hisoblash mumkin. Mutlaq kattalik va spektrning ultrabinafsha va infraqizil qismlarida nurlanishni hisobga oladigan tuzatish yulduzning umumiy yorqinligini topishga imkon beradi.
Tasavvur qiling-a, dengizning biron bir joyida tun qorong'ida yorug'lik jimgina miltillaydi. Agar tajribali dengizchi sizga nima ekanligini tushuntirmasa, siz ko'pincha bilmay qolasiz: bu yo o'tayotgan qayiqning kamonidagi chiroq yoki uzoqdagi mayoqning kuchli svetoforidir.
Qorong‘u tunda miltillovchi yulduzlarga qarab bir xil holatdamiz. Ularning ko'rinadigan yorqinligi, shuningdek, ularning haqiqiy yorug'lik intensivligiga bog'liq yorqinlik, va ularning bizgacha bo'lgan masofasidan. Yulduzgacha bo'lgan masofani bilishgina uning yorqinligini Quyosh bilan solishtirganda hisoblash imkonini beradi. Misol uchun, haqiqatda Quyoshdan o'n baravar kam yorqin yulduzning yorqinligi 0,1 sifatida ifodalanadi.
Yulduz nurining haqiqiy intensivligini, agar u bizdan 32,6 yorug'lik yili standart masofada, ya'ni yorug'lik 300 000 tezlikda yuradigan shunday masofada bo'lsa, bizga qanday kattalikda ko'rinishini hisoblab, hatto boshqacha ifodalash mumkin. km/sek, bu vaqt ichida uni bosib o'tgan bo'lar edi.
Bunday standart masofani qabul qilish turli hisob-kitoblar uchun qulay ekanligini isbotladi. Yulduzning yorqinligi, har qanday yorug'lik manbasi kabi, undan masofaning kvadratiga teskari o'zgaradi. Bu qonun bizga yulduzlargacha bo'lgan masofani bilib, ularning mutlaq kattaliklari yoki yorug'liklarini hisoblash imkonini beradi.
Yulduzlargacha bo'lgan masofalar ma'lum bo'lgach, biz ularning yorug'liklarini hisoblay oldik, ya'ni biz ularni tartiblash va ularni bir-biri bilan solishtirish imkoniga ega bo'ldik. bir xil shartlar. Tan olish kerakki, natijalar hayratlanarli bo'ldi, chunki ilgari barcha yulduzlar "bizning Quyoshimizga o'xshash" deb taxmin qilingan edi. Yulduzlarning yorqinligi hayratlanarli darajada xilma-xil bo'lib chiqdi va ularni bizning qatorimizdagi hech qanday kashshoflar qatori bilan taqqoslab bo'lmaydi.
Biz yulduzlar olamidagi yorqinlikning faqat ekstremal misollarini keltiramiz.
Uzoq vaqt davomida ma'lum bo'lgan eng zaif yulduz Quyoshdan 50 ming marta zaifroq bo'lgan yulduz edi va uning mutlaq yorqinligi qiymati: +16,6. Biroq, keyinroq hatto xira yulduzlar ham topildi, ularning yorqinligi quyoshga nisbatan millionlab marta kam!
Kosmosdagi o'lchamlar aldamchi: Yerdan kelgan Deneb Antaresga qaraganda yorqinroq porlaydi, ammo Pistol umuman ko'rinmaydi. Biroq, sayyoramizdan kelgan kuzatuvchiga Deneb ham, Antares ham Quyoshga nisbatan ahamiyatsiz nuqtalardek ko'rinadi. Bu qanchalik noto'g'ri ekanligini oddiy bir fakt bilan baholash mumkin: qurol sekundiga Quyosh bir yilda shuncha yorug'lik chiqaradi!
Yulduzlar chizig'ining boshqa chetida joylashgan Oltin baliqning "S" harfi, faqat Yerning janubiy yarimsharidagi mamlakatlarda yulduzcha sifatida ko'rinadi (ya'ni teleskopsiz ham ko'rinmaydi!). Aslida, u Quyoshdan 400 ming marta yorqinroq va uning mutlaq yorqinligi qiymati -8,9 ni tashkil qiladi.
Mutlaq Quyoshimizning yorqinlik qiymati +5. Unchalik emas! 32,6 yorug'lik yili masofasidan turib biz uni durbinsiz ko'rishda qiynalar edik.
Yorqinlik bo'lsa oddiy sham Quyoshning yorqinligi sifatida qabul qilingan bo'lsa, u bilan solishtirganda Doradoning "S" kuchli yorug'lik nuri bo'ladi va eng zaif yulduz eng achinarli gulxandan zaifroqdir.
Demak, yulduzlar uzoqdagi quyoshlardir, lekin ularning yorug'lik intensivligi bizning yulduzimiznikidan butunlay farq qilishi mumkin. Majoziy ma'noda, bizning Quyoshimizni boshqasiga o'zgartirish ehtiyotkorlik bilan amalga oshirilishi kerak. Birining yorug'idan ko'r bo'lardik, ikkinchisining yorug'ida go'yo qorong'ulikda sarson bo'lardik.
Kattaliklar
Ko'zlar o'lchashda birinchi vosita ekan, biz bilishimiz kerak oddiy qoidalar, bu yorug'lik manbalarining yorqinligi haqidagi taxminlarimizni boshqaradi. Yorqinlikdagi farqlarni baholashimiz mutlaq emas, nisbiydir. Ikki xira yulduzni solishtirsak, biz ular bir-biridan sezilarli darajada farq qilishini ko'ramiz, lekin ikkita yorqin yulduz uchun yorqinlikdagi bir xil farq biz uchun sezilmaydi, chunki u chiqarilgan yorug'likning umumiy miqdori bilan solishtirganda ahamiyatsiz. Boshqacha qilib aytganda, bizning ko'zlarimiz baholaydi qarindosh, lekin emas mutlaq yorqinlikdagi farq.
Gipparx birinchi bo'lib yalang'och ko'zga ko'rinadigan yulduzlarni yorqinligi bo'yicha oltita sinfga ajratdi. Keyinchalik, bu qoida tizimning o'zini o'zgartirmasdan biroz yaxshilandi. Kattalik sinflari shunday taqsimlanganki, 1-kattalik yulduz (o'rtacha 20) ko'pchilik odamlar uchun ko'rish chegarasida bo'lgan 6-kattalik yulduzga qaraganda yuz baravar ko'proq yorug'lik chiqaradi.
Bir kattalikdagi farq 2.512 kvadratiga teng. Ikki kattalik farqi 6,31 ga (2,512 kvadrat), uch magnitudali farq 15,85 ga (uchinchi darajaga 2,512), to'rt kattalik farqi 39,82 ga (to'rtinchi darajaga 2,512) va beshta farqga to'g'ri keladi. kattaliklari 100 ga to'g'ri keladi (2,512 kvadrat).beshinchi daraja).
6-kattalik yulduz bizga yuz marta beradi kamroq yorug'lik, 1-kattalik yulduzdan, 11-kattalik yulduz esa oʻn ming marta kichikdir. Agar biz 21-kattalik yulduzni olsak, uning yorqinligi 100 000 000 martadan kam bo'ladi.
Aniq bo'lganidek - mutlaq va nisbiy haydash qiymati,
narsalar mutlaqo tengsizdir. Sayyoramizdan kelgan "qarindosh" kuzatuvchi uchun Cygnus yulduz turkumidagi Deneb shunday ko'rinadi. Ammo, aslida, Yerning butun orbitasi bu yulduzning atrofini to'liq qamrab olish uchun etarli emas.
Yulduzlarni to'g'ri tasniflash uchun (va ularning barchasi bir-biridan farq qiladi), siz qo'shni yulduz kattaliklari orasidagi butun intervalda 2,512 yorqinlik nisbati saqlanishini diqqat bilan ta'minlashingiz kerak. Yalang'och ko'z bilan bunday ishni qilish mumkin emas, sizga maxsus vositalar kerak, masalan fotometrlar Pickering, standart sifatida ishlatiladi Shimoliy yulduz yoki hatto "o'rtacha" sun'iy yulduz.
Shuningdek, o'lchovlarning qulayligi uchun juda yorqin yulduzlarning yorug'ligini zaiflashtirish kerak; bunga qutblanish moslamasi yordamida yoki yordami bilan erishish mumkin fotometrik xanjar.
Sof vizual usullar, hatto katta teleskoplar yordamida ham, bizning kattalik shkalasini xira yulduzlarga qadar kengaytira olmaydi. Bundan tashqari, vizual o'lchash usullari faqat teleskopda to'g'ridan-to'g'ri amalga oshirilishi kerak (va mumkin). Shu sababli, bizning davrimizda sof vizual tasniflash allaqachon tark etilgan va fotoanaliz usuli qo'llaniladi.
Yorqinligi har xil bo'lgan ikkita yulduzdan fotoplastinka olgan yorug'lik miqdorini qanday solishtirish mumkin? Ularning bir xil ko'rinishi uchun yorqinroq yulduzning yorug'ligini ma'lum miqdorda susaytirish kerak. Buning eng oson yo'li - diafragmani teleskop linzalari oldiga qo'yishdir. Teleskopga kiradigan yorug'lik miqdori ob'ektivning maydoniga qarab o'zgaradi, shuning uchun har qanday yulduz nurining zaiflashishini aniq o'lchash mumkin.
Keling, standart yulduz sifatida bir nechta yulduzni tanlaymiz va uni teleskopning to'liq diafragma bilan suratga olamiz. Keyin biz birinchi holatda bo'lgani kabi yorqinroq yulduzni otishda bir xil tasvirni olish uchun ma'lum bir ekspozitsiyada qaysi diafragmani ishlatish kerakligini aniqlaymiz. Qisqartirilgan va to'liq teshiklar maydonlarining nisbati ikkita ob'ektning yorqinligi nisbatini beradi.
Ushbu o'lchash usuli 1 dan 18 gacha bo'lgan har qanday yulduz uchun atigi 0,1 magnitudali xato beradi. Shu tarzda olingan kattaliklar deyiladi fotovizual.