גודל כוכב היקום הגדול. עוצמה

הבהירות (או הברק) הלא שוויונית של עצמים שונים בשמים היא כנראה הדבר הראשון שאדם מבחין בו בעת התבוננות; לכן, בקשר לזה, לפני זמן רב, היה צורך להציג ערך נוח שיאפשר לנו לסווג את המאורות לפי בהירות.

כַּתָבָה

בפעם הראשונה, ערך כזה עבור תצפיותיו בעין בלתי מזוינת שימש את האסטרונום היווני הקדום, מחבר קטלוג הכוכבים האירופי הראשון - היפרכוס. הוא סיווג את כל הכוכבים בקטלוג שלו לפי בהירות, וקבע את הבהירים ביותר ככוכבים בגודל 1, ואת העמום ביותר ככוכבים בסדר גודל 6. מערכת זו השתרשה, ובאמצע המאה ה-19 שופרה לרמה שלה. מראה מודרניהאסטרונום האנגלי נורמן פוגסון.

לפיכך, השגנו כמות פיזיקלית חסרת מימד, הקשורה לוגריתמית להארה שיוצרות המאורות (גודל בפועל):

m1-m2 \u003d -2.5 * lg (L1 / L2)

כאשר m1 ו-m2 הם סדרי הכוכבים של גופי התאורה, ו-L1 ו-L2 הם התאורה בלוקס (lx היא יחידת ההארה SI) שנוצרה על ידי עצמים אלה. אם נחליף את הערך m1-m2 \u003d 5 בצד שמאל של משוואה זו, אז לאחר ביצוע חישוב פשוט, יימצא שהתאורה במקרה זה מתאמת כ- 1/100, כך שהפרש בהירות ב-5 גדלים תואמים להבדל בתאורה מאובייקטים של 100 פעם אחת.

ממשיכים לפתור בעיה זו, נחלץ את השורש ה-5 של 100 ונקבל שינוי בתאורה בהפרש בהירות בגודל אחד, השינוי בתאורה יהיה פי 2.512.

זהו כל המנגנון המתמטי הבסיסי הנחוץ להתמצאות בסולם בהירות נתון.

סולם גודל

עם כניסתה של מערכת זו, היה צורך גם לקבוע את מקור סולם הגודל. לשם כך, בהירות הכוכב וגה (אלפא ליירה) נלקחה בתחילה כגודל אפס (0 מ'). נכון לעכשיו, נקודת ההתייחסות המדויקת ביותר היא בהירות הכוכב, שהיא בהירה ב-0.03 מ' מוגה. עם זאת, העין לא תבחין בהבדל כזה, ולכן עבור תצפיות חזותיות - עדיין ניתן לקחת את הבהירות התואמת לגודל אפס לפי וגה.

דבר נוסף שחשוב לזכור לגבי קנה המידה הזה הוא שככל שהגודל קטן יותר, כך האובייקט בהיר יותר. לדוגמה, אותה וגה בגודלה של +0.03 מ' תהיה בהירה כמעט פי 100 מכוכב בגודל של +5 מ'. צדק, עם הבהירות המקסימלית שלו ב-2.94 מ', יהיה בהיר יותר מוגה ב:

2.94-0.03 = -2.5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15.42 פעמים

אתה יכול לפתור בעיה זו בדרך אחרת - פשוט על ידי העלאת 2.512 לעוצמה השווה להפרש בגדלים של העצמים:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

סיווג גודל

כעת, לאחר שלבסוף עסקנו בחומר, נשקול את הסיווג של סדרי כוכבים המשמשים באסטרונומיה.

הסיווג הראשון הוא לפי הרגישות הספקטרלית של מקלט הקרינה. בהקשר זה, גודל הכוכבים הוא: חזותי (הבהירות נלקחת בחשבון רק ב גלוי לעיןטווח ספקטרום); בולומטרי (הבהירות נלקחת בחשבון בכל טווח הספקטרום, לא רק אור נראה, אלא גם אולטרה סגול, אינפרא אדום וספקטרים ​​אחרים בשילוב); צילום (בהירות, תוך התחשבות ברגישות לספקטרום של תאי פוטו).

זה יכול לכלול גם גדלים של כוכבים בחלק מסוים של הספקטרום (לדוגמה, בטווח של קרינה כחולה, צהובה, אדומה או אולטרה סגולה).

בהתאם לכך, גודל הכוכב החזותי נועד להעריך את בהירות הכוכבים בתצפיות חזותיות; בולומטרי - להעריך את השטף הכולל של כל הקרינה מהכוכב; וערכי הצילום והפס צר משמשים להערכת מדדי הצבע של גופי התאורה בכל מערכת פוטומטרית.

גדלים כוכביים לכאורה ומוחלטים

הסוג השני של סיווג סדרי כוכבים הוא על פי מספר הפרמטרים הפיזיקליים התלויים. בהקשר זה, גודל הכוכבים יכול להיות - גלוי ומוחלט. גודל כוכב לכאורה הוא הברק הזה של עצם שהעין (או מקלט קרינה אחר) קולט ישירות ממיקומו הנוכחי בחלל.

בהירות זו תלויה בשני פרמטרים בו זמנית - זהו עוצמת הקרינה של הכוכב והמרחק אליו. גודל הכוכבים המוחלט תלוי רק בעוצמת הקרינה ואינו תלוי במרחק לעצם, שכן האחרון מקובל כמשותף לסוג מסוים של עצמים.

הגודל המוחלט של כוכבים מוגדר כגודלם הנראה אם ​​המרחק לכוכב היה 10 פרסקים (32.616 שנות אור). גודל מוחלט עבור עצמים מערכת השמשמוגדר כגודל הנראה שלהם אם הם היו במרחק של 1 AU זה מזה. מהשמש ויראה למתבונן את השלב המלא שלהם, בעוד שהצופה עצמו יהיה גם ב-1 AU. (149.6 מיליון ק"מ) מהעצם (כלומר במרכז השמש).

הגודל המוחלט של מטאורים מוגדר כגודלם הנראה לו היו במרחק של 100 ק"מ מהצופה ובנקודת השיא.

יישום של סדרי כוכבים

ניתן להשתמש בסיווגים אלה ביחד. לדוגמה, הגודל החזותי המוחלט של השמש הוא M(v) = +4.83. והבולומטרי המוחלט M(bol) = +4.75, מכיוון שהשמש זורחת לא רק בטווח הנראה של הספקטרום. תלוי בטמפרטורת הפוטוספירה (המשטח הנראה) של הכוכב, וכן בשייכותו למחלקת הזוהר (רצף ראשי, ענק, ענק וכו').

גודל הכוכבים החזותי והבולומטרי המוחלט של כוכב שונה. לדוגמה, כוכבים חמים (מחלקות ספקטרליות B ו-O) זוהרים בעיקר בטווח האולטרה-סגול הבלתי נראה לעין. אז הברק הבולומטרי שלהם חזק הרבה יותר מאשר חזותי. כך גם לגבי כוכבים קרים (מחלקות ספקטרליות K ו-M), המאירים בעיקר בתחום האינפרא אדום.

הגודל הוויזואלי המוחלט של הכוכבים החזקים ביותר (היפר ענקים וכוכבי וולף-רייט) הוא בערך -8, -9. הבולומטרי המוחלט יכול להגיע עד -11, -12 (המתאים לגודל הנראה של הירח המלא).

עוצמת הקרינה (בהירות) גדולה פי מיליוני מעוצמת הקרינה של השמש. הגודל החזותי הנראה של השמש ממסלול כדור הארץ הוא -26.74 מ'; במסלול של נפטון יהיה -19.36 מ'. הגודל החזותי הנראה של הכוכב הבהיר ביותר, סיריוס, הוא -1.5 מ', והגודל החזותי המוחלט של כוכב זה הוא +1.44, כלומר. סיריוס בהיר כמעט פי 23 מהשמש בספקטרום הנראה.

כוכב הלכת נוגה בשמים תמיד בהיר יותר מכל הכוכבים (הבהירות הנראית שלו נעה בין -3.8 מ' ל-4.9 מ'); צדק מעט פחות בהיר (מ-1.6 מ' ל-2.94 מ'); למאדים בזמן התנגדויות יש גודל כוכבי לכאורה בסדר גודל של -2 מ' ומואר יותר. באופן כללי, רוב כוכבי הלכת הם ברוב המקרים העצמים הבהירים ביותר בשמיים אחרי השמש והירח. מאחר ואין כוכבים בעלי עוצמת בהירות גבוהה בקרבת השמש.

הבה נמשיך בטיול האלגברי שלנו אל הגופים השמימיים. בסולם המשמש להערכת בהירות הכוכבים, הם יכולים, בנוסף לכוכבים קבועים; מצא מקום לעצמך ולמאורות אחרים - כוכבי הלכת, השמש, הירח. נדבר בנפרד על בהירות כוכבי הלכת; כאן אנו מציינים את גודל הכוכבים של השמש והירח. גודל הכוכב של השמש מתבטא במספר מינוס 26.8, והירח המלא 1) מינוס 12.6. מדוע שני המספרים הם שליליים, חייב הקורא לחשוב, מובן לאחר כל מה שנאמר קודם לכן. אבל, אולי, הוא יהיה מבולבל מההבדל הלא מספיק גדול בין גודל השמש והירח: הראשון "גדול רק פי שניים מהשני".

עם זאת, בל נשכח שהייעוד של גודל הוא, במהותו, לוגריתם מסוים (מבוסס על 2.5). וכמו שאי אפשר, כאשר משווים מספרים, לחלק את הלוגריתמים שלהם אחד בשני, כך אין הגיון, כאשר משווים גדלים של כוכבים, לחלק מספר אחד בשני. מהי התוצאה של השוואה נכונה, מראה את החישוב הבא.

אם גודל השמש הוא "מינוס 26.8", אז זה אומר שהשמש בהירה יותר מכוכב בגודל הראשון

2.527.8 פעמים. הירח בהיר יותר מכוכב בגודל ראשון

2.513.6 פעמים.

המשמעות היא שבהירות השמש גדולה יותר מבהירות הירח המלא בשעה

2.5 27.8 2.5 14.2 פעמים. 2.5 13.6

בחישוב ערך זה (באמצעות טבלאות של לוגריתמים), נקבל 447,000. הנה, אם כן, היחס הנכון בין בהירות השמש והירח: כוכב ביום במזג אוויר בהיר מאיר את כדור הארץ חזק פי 447,000 מהירח המלא ב- לילה ללא עננים.

בהתחשב בכך שכמות החום שזורק הירח פרופורציונלית לכמות האור שמפוזרת על ידו - וזה כנראה קרוב לאמת - עלינו להודות שהירח שולח לנו חום פי 447,000 פחות מהשמש. ידוע שכל סנטימטר מרובע על הגבול אטמוספירת כדור הארץמקבל מהשמש כ-2 קלוריות קטנות של חום בדקה אחת. המשמעות היא שהירח שולח ל-1 סמ"ר של כדור הארץ בכל דקה לא יותר מ-225,000 חלק של קלוריה קטנה (כלומר, הוא יכול לחמם 1 גרם מים בדקה אחת על 225,000 חלק מהמעלה). זה מראה עד כמה לא מבוססים כל הניסיונות לייחס כל השפעה לאור הירח על מזג האוויר של כדור הארץ2) .

1) ברבע הראשון והאחרון, גודל הירח הוא מינוס 9.

2) השאלה אם הירח יכול להשפיע על מזג האוויר על ידי המשיכה שלו תידון בסוף הספר (ראה "ירח ומזג אוויר").

האמונה הרווחת שעננים נמסים לעתים קרובות תחת פעולת קרני הירח המלא היא תפיסה שגויה גסה, המוסברת על ידי העובדה שהיעלמותם של עננים בלילה (מסיבות אחרות) מורגשת רק באור הירח.

הבה נעזוב כעת את הירח ונחשב כמה פעמים השמש בהירה יותר מהכוכב המבריק ביותר בשמיים כולו - סיריוס. בוויכוח באותו אופן כמו קודם, אנו מקבלים את היחס בין הבהירות שלהם:

2,5 27,8	2,5 25,2
2,52,6

כלומר, השמש בהירה פי 10 מיליארד מסיריוס.

גם החישוב הבא מעניין מאוד: כמה פעמים ההארה שמעניק הירח המלא בהירה יותר מסך ההארה של כל השמים זרועי הכוכבים, כלומר כל הכוכבים הנראים לעין בלתי מזוינת בחצי כדור שמימי אחד? כבר חישבנו שכוכבים מהגודל הראשון עד השישי כולל מאירים יחד כמו מאה כוכבים בסדר הגודל הראשון. הבעיה, אפוא, מסתכמת בחישוב כמה פעמים הירח בהיר יותר ממאה כוכבים בסדר גודל ראשון.

יחס זה שווה

2,5 13,6

100 2700.

אז, בליל בהיר ללא ירח, אנו מקבלים מהשמיים זרועי הכוכבים רק 2700 מהאור שהירח המלא שולח, ו-2700 × 447,000, כלומר פי 1200 מיליון פחות ממה שהשמש נותנת ביום ללא עננים.

אנחנו גם מוסיפים כי גודלו של הבינלאומי הנורמלי

"נרות" במרחק של 1 מ' שווה למינוס 14.2, כלומר נר במרחק מוגדר מאיר בעוצמה רבה יותר מהירח המלא ב-2.514.2-12.6 כלומר ארבע פעמים.

אולי גם מעניין לציין שזרקור של משואה תעופה בעוצמה של 2 מיליארד נרות יהיה נראה ממרחק הירח ככוכב בגודל 4½, כלומר, ניתן להבחין בעין בלתי מזוינת.

הזוהר האמיתי של הכוכבים והשמש

כל הערכות הבהירות שעשינו עד כה התייחסו רק לבהירות לכאורה שלהם. המספרים הנתונים מבטאים את בהירות המאורות במרחקים שבהם כל אחד מהם נמצא בפועל. אבל אנחנו יודעים היטב שהכוכבים אינם מרוחקים מאיתנו באותה מידה; הברק לכאורה של הכוכבים אומר לנו, אם כן, גם על הזוהר האמיתי שלהם וגם על המרחק שלהם מאיתנו - או, ליתר דיוק, של אף אחד מהם, עד שניתח את שני הגורמים. בינתיים, חשוב לדעת מה תהיה הבהירות היחסית או, כמו שאומרים, ה"בהירות" של כוכבים שונים אילו היו באותו מרחק מאיתנו.

כשהם מעמידים את השאלה בצורה זו, אסטרונומים מציגים את המושג של גודלם ה"מוחלט" של כוכבים. הגודל המוחלט של כוכב הוא זה שהיה לכוכב אם הוא היה במרחק מאיתנו.

עומד על 10 "פרסקים". Parsec הוא מדד מיוחד של אורך המשמש למרחקי כוכבים; נדון במקורו בנפרד מאוחר יותר, כאן נגיד רק ש-parsec אחד הוא בערך 30,800,000,000,000 ק"מ. לא קשה לחשב את הגודל המוחלט עצמו, אם יודעים את המרחק של הכוכב ולוקחים בחשבון שהבהירות צריכה לרדת ביחס לריבוע המרחק1).

נכיר לקורא את התוצאה של שני חישובים כאלה בלבד: עבור סיריוס ועבור השמש שלנו. הערך המוחלט של סיריוס הוא +1.3, השמש +4.8. המשמעות היא שממרחק של 30,800,000,000,000 ק"מ, סיריוס יזרח עבורנו עם כוכב בגודל 1.3, ועבור השמש שלנו בגודל 4.8, כלומר, חלש יותר מסיריוס ב-

2.5 3.8 2.53.5 25 פעמים,

2,50,3

למרות שהברק הנראה של השמש הוא פי 10,000,000,000 מזה של סיריוס.

ראינו שהשמש רחוקה מלהיות הכוכב הבהיר ביותר בשמיים. עם זאת, אין להתייחס לשמש שלנו כפיגמה מוחלטת בין הכוכבים המקיפים אותה: הארה שלה עדיין מעל הממוצע. על פי נתונים סטטיסטיים של כוכבים, הבהירות הממוצעת של הכוכבים המקיפים את השמש עד למרחק של 10 פרסקים הם כוכבים בגודל המוחלט התשיעי. מכיוון שגודלה המוחלט של השמש הוא 4.8, הוא בהיר יותר מהממוצע של הכוכבים "השכנים", ב

	2,58	2,54,2	50 פעמים.
	2,53,8

בהיותה עמומה יותר פי 25 מסיריוס, השמש עדיין בהירה פי 50 מהממוצע של הכוכבים המקיפים אותה.

הכוכב הבהיר ביותר הידוע

עוצמת הארה הגדולה ביותר היא בעלת כוכבית בגודל שמיני שאינה נגישה לעין בלתי מזוינת בקבוצת הכוכבים דוראדו, המכונה

1) ניתן לבצע את החישוב על פי הנוסחה הבאה, שמקורה יתברר לקורא כאשר מעט מאוחר יותר יכיר מקרוב את ה"פרסק" וה"פרלקס":

כאן M הוא הגודל המוחלט של הכוכב, m הוא גודלו הנראה, π הוא הפרלקסה של הכוכב ב

שניות. טרנספורמציות עוקבות הן כדלקמן: 2.5M \u003d 2.5m 100π 2,

M lg 2.5 \u003d m lg 2.5 + 2 + 2 lgπ, 0.4M \u003d 0.4m +2 + 2 lgπ,

M = m + 5 + 5 lgπ.

עבור סיריוס, למשל, m = –1.6π = 0 "38. לכן, הערך המוחלט שלו

M = –l.6 + 5 + 5 log 0.38 = 1.3.

אות לטינית S. קבוצת הכוכבים דוראדו ממוקמת בחצי הכדור הדרומי של השמיים ואינה נראית באזור הממוזג של חצי הכדור שלנו. הכוכבית המוזכרת היא חלק ממערכת הכוכבים השכנה - הענן המגלן הקטן, שמרחקו מאיתנו מוערך בכפי 12,000 מהמרחק לסיריוס. במרחק כה עצום, כוכב חייב להיות בעל עוצמת בהירות יוצאת דופן לחלוטין כדי להופיע אפילו בגודל שמיני. סיריוס, שנזרק לעומק החלל באותה מידה, יזרח כמו כוכב בסדר גודל 17, כלומר בקושי נראה בטלסקופ החזק ביותר.

מהי הבהירות של הכוכב הנפלא הזה? החישוב נותן את התוצאה הבאה: פחות הערך השמיני. זה אומר שהכוכב שלנו בהיר לחלוטין: פי 400,000 (בערך) מהשמש! עם בהירות יוצאת דופן כל כך, הכוכב הזה, אם הוצב במרחק מסיריוס, ייראה בהיר ממנו בתשעה גדלים, כלומר תהיה לו בהירות בערך של הירח ברבע הפאזה! לכוכב שממרחק סיריוס יכול להציף את כדור הארץ באור כה בהיר, יש לו זכות בלתי ניתנת לערעור להיחשב לכוכב הבהיר ביותר המוכר לנו.

גודל הכוכבים של כוכבי הלכת על פני כדור הארץ ושמי חייזרים

הבה נחזור כעת למסע המנטלי אל כוכבי לכת אחרים (שנעשה על ידנו בסעיף "שמיים זרים") ונעריך בצורה מדויקת יותר את הברק של המאורות הנוצצים שם. קודם כל, הבה נציין את סדרי הכוכבים של כוכבי הלכת בבהירותם המרבית בשמי כדור הארץ. הנה הצלחת.

בשמי כדור הארץ:

וֵנוּס.............................		שַׁבְתַאִי..............................
מַאְדִים..................................		אוּרָנוּס..................................
צדק...........................		נפטון ...................................
כַּספִּית......................

במבט דרכו, אנו רואים כי נוגה בהיר יותר מצדק בכמעט שני גדלים, כלומר 2.52 = פי 6.25, וסיריוס פי 2.5-2.7 = פי 13

(הבהירות של סיריוס היא בגודל 1.6). מאותו לוח ניתן לראות שכוכב הלכת שבתאי האפלולי עדיין בהיר יותר מכל הכוכבים הקבועים, מלבד סיריוס וקנופוס. כאן אנו מוצאים הסבר לעובדה שכוכבי הלכת (ונוס, צדק) נראים לעיתים לעין בלתי מזוינת במהלך היום, בעוד שהכוכבים באור יום אינם נגישים לחלוטין לעין בלתי מזוינת.

תארו לעצמכם שאי שם בים בחשכת הלילה, אור מהבהב בשקט. אם מלח מנוסה לא יסביר לך מה זה, לרוב לא תדע אם זה פנס בחרטום של סירה חולפת מולך, או זרקור חזק ממגדלור מרוחק.

אנחנו באותה עמדה בלילה חשוך, מביטים בכוכבים הנוצצים. הזוהר לכאורה שלהם תלוי גם בכוח האור האמיתי שלהם, הנקרא בְּהִירוּת, וממרחקם אלינו. רק ידיעת המרחק לכוכב מאפשרת לנו לחשב את עוצמת הארה שלו בהשוואה לשמש. כך, למשל, הבהירות של כוכב זוהרת פי עשרה במציאות מהשמש מתבטאת במספר 0.1.

ניתן לבטא את עוצמתו האמיתית של האור של כוכב בדרך אחרת, על ידי חישוב איזה גודל הוא היה נראה לנו אם הוא היה במרחק סטנדרטי של 32.6 שנות אור מאיתנו, כלומר, בכזה שאור, שועט ב- מהירות של 300,000 ק"מ לשנייה, תעבור אותה בזמן הזה.

קבלת מרחק סטנדרטי כזה התבררה כנוחה לחישובים שונים. בהירות של כוכב, כמו כל מקור אור, משתנה הפוך עם ריבוע המרחק ממנו. חוק זה מאפשר לך לחשב את הגדלים המוחלטים או בהירותם של כוכבים, לדעת את המרחק אליהם.

כאשר נודעו המרחקים לכוכבים, הצלחנו לחשב את עוצמת הזוהר שלהם, כלומר, יכולנו, כביכול, לסדר אותם בקו אחד ולהשוות אותם זה עם זה. אותם תנאים. יש להודות שהתוצאות היו מדהימות, שכן בעבר ההנחה הייתה שכל הכוכבים "דומים לשמש שלנו". עוצמת הזוהר של הכוכבים התבררה כמגוונת להפליא, ואי אפשר להשוות אותם בשורה שלנו לאף שורה של חלוצים.

הבה ניתן רק דוגמאות קיצוניות של זוהר בעולם הכוכבים.

החלש ביותר הידוע מזה זמן רב היה כוכב, שחלש פי 50 אלף מהשמש, וערך הבהירות המוחלט שלו: +16.6. עם זאת, לאחר מכן התגלו אפילו כוכבים חלשים יותר, שעוצמת הארה שלהם, בהשוואה לשמש, קטנה פי מיליוני!

מימדים בחלל מטעים: דנב מכדור הארץ זורח יותר מאשר אנטארס, אבל האקדח אינו נראה כלל. עם זאת, לצופה מכוכב הלכת שלנו, נראה שגם דנב וגם אנטארס הם נקודות חסרות משמעות בהשוואה לשמש. עד כמה זה שגוי ניתן לשפוט על ידי עובדה פשוטה: אקדח משחרר אור בשנייה כמו שהשמש משחררת בשנה!

בצד השני של קו הכוכבים עומד "ס" דוראדו, נראית רק במדינות חצי הכדור הדרומי של כדור הארץ ככוכבית (כלומר, אפילו לא נראית ללא טלסקופ!). למעשה, הוא בהיר פי 400 אלף מהשמש, וערך הבהירות המוחלט שלו הוא -8.9.

מוּחלָטעוצמת הבהירות של השמש שלנו היא +5. לא כל כך! ממרחק של 32.6 שנות אור, לא היינו רואים אותו טוב ללא משקפת.

אם הבהירות של נר רגיל נחשבת לבהירות השמש, אז בהשוואה אליה, ה"S" של דוראדוס יהיה זרקור רב עוצמה, והכוכב הקלוש ביותר הוא קלוש יותר מהגחלילית האומללה ביותר.

אז, הכוכבים הם שמשות רחוקות, אבל עוצמת האור שלהם יכולה להיות שונה לחלוטין מזו של האור שלנו. באופן פיגורטיבי, יהיה צורך לשנות את השמש שלנו לעוד אחת בזהירות. מאורו של אחד היינו עיוורים, לאורו של השני נשוטט כמו בדמדומים.

סדרי גודל

מכיוון שהעיניים הן מכשיר המדידה הראשון, עלינו לדעת כללים פשוטים, שההערכות שלנו לגבי בהירות מקורות האור מצייתות להן. ההערכה שלנו להפרש הבהירות היא יחסית ולא מוחלטת. בהשוואה בין שני כוכבים חלשים, אנו רואים שהם שונים זה מזה בצורה ניכרת, אך עבור שני כוכבים בהירים אותו הבדל בבהירות לא מורגש על ידינו, שכן הוא זניח בהשוואה לכמות האור הכוללת הנפלטת. במילים אחרות, העיניים שלנו מעריכות קרוב משפחה, אבל לא מוּחלָטהבדל ברק.

היפרכוס חילק לראשונה את הכוכבים הנראים לעין בלתי מזוינת לשש מעמדות, לפי בהירותם. מאוחר יותר, כלל זה שופר במידת מה מבלי לשנות את המערכת עצמה. מחלקות הגודל חולקו כך שכוכב בגודל 1 (אמצע 20) נתן פי מאה יותר אור מכוכב בגודל 6, שהוא על גבול הראות עבור רוב האנשים.

הפרש של גודל אחד שווה לריבוע של 2.512. הפרש של שני גדלים מתאים ל-6.31 (2.512 בריבוע), שלושה גדלים ל-15.85 (2.512 בחזקת שלישית), ארבע גדלים ל-39.82 (2.512 בחזקת רביעית), וחמישה גדלים ל-100 (2.512 בחזקת מדרגה חמישית). ).

כוכב בגודל 6 נותן לנו פי מאה פחות אור מכוכב בגודל 1, וכוכב בגודל 11 פחות פי עשרת אלפים. אם ניקח כוכב בסדר גודל 21, אז הבהירות שלו תהיה פחות מפי 100,000,000.

כפי שכבר ברור - ערך הנהיגה המוחלט והיחסי,
דברים חסרי השוואה לחלוטין. לצופה "קרוב משפחה" מכוכב הלכת שלנו, דנב בקבוצת הכוכבים Cygnus נראה בערך כך. ולמעשה, כל מסלול כדור הארץ בקושי יספיק כדי להכיל לחלוטין את היקפו של הכוכב הזה.

כדי לסווג נכון כוכבים (וכולם שונים זה מזה), יש להקפיד לשמור על יחס בהירות של 2.512 לאורך כל המרווח בין סדרי גודל של כוכבים שכנים. אי אפשר לעשות עבודה כזו בעין פשוטה; יש צורך בכלים מיוחדים, בהתאם לסוג פוטומטריםפיקרינג, המשתמשים בכוכב הקוטב או אפילו בכוכב מלאכותי "ממוצע" כסטנדרט.

כמו כן, לנוחות המדידות, יש צורך להחליש את האור של כוכבים בהירים מאוד; זה יכול להיות מושגת או עם מכשיר מקטב, או בעזרת טריז פוטומטרי.

שיטות חזותיות גרידא, אפילו בעזרת טלסקופים גדולים, אינן יכולות להרחיב את קנה המידה של כוכבי הכוכבים שלנו לכוכבים חלשים. בנוסף, שיטות מדידה חזותיות צריכות (ויכולות) להתבצע רק ישירות בטלסקופ. לכן, סיווג חזותי גרידא כבר נזנח בזמננו, ונעשה שימוש בשיטת הפוטואנליזה.

איך אתה יכול להשוות את כמות האור שמקבלת לוח צילום משני כוכבים בעלי בהירות שונה? כדי לגרום להם להיראות זהים, יש צורך להחליש את האור מהכוכב הבהיר בכמות ידועה. הדרך הקלה ביותר לעשות זאת היא לשים את הצמצם מול עדשת הטלסקופ. כמות האור הנכנסת לטלסקופ משתנה בהתאם לאזור העדשה, כך שניתן למדוד את הנחת האור של כל כוכב במדויק.

בוא נבחר איזה כוכב כסטנדרט וצלם אותו בצמצם מלא של הטלסקופ. לאחר מכן אנו קובעים באיזה צמצם יש להשתמש בחשיפה נתונה, כך שכאשר מצלמים כוכב בהיר יותר, נקבל את אותה תמונה כמו במקרה הראשון. היחס בין שטחי החורים המוקטנים והמלאים נותן את היחס בין הבהירות של שני העצמים.

שיטת מדידה זו נותנת שגיאה בגודל 0.1 בלבד עבור כל אחד מהכוכבים בטווח שבין גודל 1 ל-18. הגדלים המתקבלים בדרך זו נקראים פוטו-ויזואלי.

פתרון בעיות בנושא: "ניצוץ של כוכבים וגדלים של כוכבים".

#1 כמה פעמים בהיר סיריוס מאלדברן? האם השמש בהירה יותר מסיריוס?

https://pandia.ru/text/78/246/images/image002_37.gif" width="158" height="2 src=">

I1 / I2 - ? !!! Mאני –גודל כוכב.

I3 / I1 - ? II- בהירות של כוכב, ברק של כוכב.

מס' 2 כמה פעמים כוכב בגודל 3.4 קלוש יותר מסיריוס, שגודלו הוא -1.6?

https://pandia.ru/text/78/246/images/image004_26.gif">M1=3, 4 I1/I2= 1/ 2.512 5 =1/100.

M2= - 1, 6 תשובה: סיריוס בהיר ב-100 מהכוכב הזה

פתור את הבעיה הבאה בעצמך.

מספר 3 כמה פעמים סיריוס(M1 \u003d -1.6) פולריס

(M2 = + 2, 1)?

השלם משימות מבחן.

אנו מאחלים לך הצלחה!!!

משימות מבחן באסטרונומיה. נושא: "הנושא והמשמעות של האסטרונומיה. שמים עטורי כוכבים. »

1. לימודי אסטרונומיה:

א) חוקי שמים;

ב) כוכבים וגרמי שמים אחרים;

ג) חוקי מבנה, תנועה ואבולוציה גרמי שמים.

2. פיזיקאים נתנו אסטרונומיה:

א) כלים לחקר החלל;

ב) טפסים לחישוב ופתרון בעיות;

ג) שיטות לחקר היקום.

3. אסטרונומיה שאתה צריך לדעת:

א) על מנת לנווט לפי הכוכבים;

ב) לגבש תפיסת עולם מדעית;

ג) כי מעניין לדעת איך העולם עובד.

4. יש צורך בעדשת הטלסקופ על מנת:

א) לאסוף אור מחפץ שמימי ולהשיג את תמונתו;

ב) לאסוף אור מעצם שמימי ולהגדיל את זווית הראייה שמתחתיה האובייקט נראה;

ג) לקבל תמונה מוגדלת של גוף שמימי.

5. יש צורך בעינית הטלסקופ על מנת:

א) לקבל תמונה מוגדלת של גוף שמימי;

ב) לראות את דמותו של גוף שמימי המתקבל בעזרת עדשה;

ג) לראות בזווית גדולה את התמונה של גוף שמימי המתקבלת בעזרת עדשה.

6. אסטרוגרף שונה מטלסקופ המיועד לראייה תצפיות:

א) עלייה קטנה יותר;

ב) עלייה גדולה;

ג) היעדר עינית.

7. האם ניתן לאפיין אסטרוגרף המיועד לצילום במוקד עדשה בהגדלה שלו?

א) כן, שכן לאסטרוגרף יש עדשה;

ב) לא, כי לאסטרוגרף אין עינית;

ג) כן, שכן מאפיין חשוב של כל טלסקופ הוא ההגדלה שלו.

8. בעת תצפית, לעתים רחוקות נעשה שימוש בהגדלה של יותר מ-500, שכן:

א) תמונות מעוותות בגלל האווירה;

ב) תמונות מעוותות עקב עדשות;

ג) שילוב של גורמים א) ו-ב).

9. ההבדל בין מערכת הרפרקטור למערכת הרפלקטור הוא ש:

א) לראשון יש עינית נגד העדשה, ולשנייה יש אותה בצד;

ב) לרפלקטור יש עדשה-עדשה, ולרפרקטור יש מראה;

ג) ברפרקטור העדשה היא עדשה ובמשקף מראה.

10. כדי להציג אובייקטים מרוחקים ביתר פירוט, עליך:

א) להגדיל את קוטר עדשת הטלסקופ;

ב) להגדיל את הגדלה של הטלסקופ;

ג) לעשות שימוש נרחב יותר בתצפיות בטווח הרדיו;

ד) במצטבר א) - ג);

ה) להעלות מכשירי מחקר לחלל.

11. האסטרונומיה התעוררה:

א) מתוך סקרנות;

ב) לנווט לאורך צדי האופק;

ג) לחזות את גורלם של אנשים ואומות;

ד) למדידת זמן וניווט

12. המשך את ההודעות על שמים זרועי כוכבים 1)-4), באמצעות שברים א-ד.

1) אנו מסתכלים על העולם סביבנו מכדור הארץ, ותמיד נראה לנו שכיפה כדורית זרועה כוכבים משתרעת מעלינו.

2) בשמים זרועי הכוכבים, הכוכבים שומרים על מיקומם היחסי לאורך זמן. בגלל המוזרות לכאורה הזו, בימי קדם נקראו הכוכבים קבועים.

3) המספר הכולל של כוכבים, גלוי לאדםבעין בלתי מזוינת בשמיים כולו, הוא בערך 6000, ועל מחציתו אנו רואים כ-3000 כוכבים. כוכבים שונים בזוהר, והבהירים ביותר ובצבע.

4) שמות של קבוצות כוכבים רבות נשתמרו עוד מימי קדם. בין שמות קבוצות הכוכבים ניתן למצוא שמות של עצמים הדומים לדמויות שנוצרו על ידי הכוכבים הבהירים של קבוצת הכוכבים.

1. הברק של כוכב מובן כהארה שאור הכוכב יוצר על פני כדור הארץ. זוהר הכוכבים נמדד בסדרי כוכבים.

2. כוכבים נפרדים של קבוצת הכוכבים מהמאה ה-17. החל להיות מסומן באותיות האלפבית היווני: "אלפא", "ביתא", "גמא" וכו', ככלל, בסדר יורד של זוהר.

3. לכן הרעיון של קמרון קריסטל עלה בימי קדם.

4. במציאות, כל הכוכבים זזים, יש להם תנועות משלהם, אבל מכיוון שהם מאוד רחוקים מאיתנו, השינוי השנתי שלהם בשמים הוא רק שבריר שנייה של קשת.

1. הכוכבים שאנו צופים נמצאים במגוון רחב של מרחקים מאיתנו, העולים משמעותית על חצי קילומטר

2. אם היה צורך לציין כוכבים נוספים בקבוצת הכוכבים, אבל לא היו מספיק אותיות של האלפבית היווני, אז עבור הכוכבים הבאים השתמשו באותיות האלפבית הלטיני, ולאחר מכן במספרים סידוריים.

3. כעת קבוצת כוכבים מובנת כאזור מסוים בשמים עם כוכבים גלויים, גבולות קבוצות הכוכבים מוגדרים בקפדנות.

4. בהירות כוכבים בסדר גודל 1 גדולה פי 2.512 מהבהירות של כוכבים בסדר גודל שני, פי 2.512 מהבהירות של כוכבים בסדר גודל 3 וכו'.

1. מאחר שהכוכבים שומרים על מיקומם היחסי, כבר בימי קדם השתמשו בהם כציוני דרך, שבקשר אליהם זיהו שילובים אופייניים של כוכבים בשמים וקראו להם קבוצות כוכבים.

2. בימי קדם, כל הכוכבים חולקו לשש קבוצות לפי בהירותם: הבהירים ביותר הוקצו לכוכבים בגודל הראשון, החלשים ביותר - לכוכבים בגודל השישי.

3. לכן, הכוכב "אלפא" עבור רוב קבוצות הכוכבים הוא הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים הזו.

4. במציאות, אין קמרון, ואת הרושם של השמים בצורה של כדור מוסבר על ידי המוזרויות של העין שלנו לא לתפוס הבדלים במרחקים, מרחקים אלה עולים על 0.5 ק"מ.

1. הכוכבים הבהירים ביותר או כל דבר יוצא דופן, פרט לייעוד האותיות, ניתנים שמות הולמים(בדרך כלל ערבית, יוונית ורומית). אז, הכוכב "אלפא" מקבוצת הכוכבים כלב גדולנקרא סיריוס, "אלפא" מקבוצת הכוכבים ליירה - וגה, "תטה" אורסה מז'ור - אלקור וכו'.

2. בעזרת גודל אפשר לבטא את הזוהר של כל כוכב, וגרמי שמים בהירים יותר מכוכבים בסדר גודל ראשון, בעלי גודל אפס או שלילי. הברק של עצמים שמימיים שאינם נראים לעין בלתי מזוינת מתבטא בגדלים גדולים משש.

3. בשמים כולו מסומנים 88 קבוצות כוכבים, התופסים לחלוטין את השמים זרועי הכוכבים.

4. לכן, נראה לנו שכל הכוכבים ושאר העצמים השמימיים נמצאים באותם מרחקים, כלומר כאילו על פני כדור מסוים שבמרכזו נמצא תמיד הצופה.

13. המשך בהצהרות 1.-4 באמצעות שברים:

1) אסטרונומיה היא מדע של גרמי שמים. אסטרונומיה מודרנית חוקרת את התנועה, המבנה, החיבור, היווצרות והתפתחות של גרמי שמיים ומערכותיהם...

2) אסטרונומיה היא המדע העתיק ביותר על פני כדור הארץ. אסטרונומיה נבעה מהצרכים המעשיים של האדם...

3). ובזמננו האסטרונומיה פותרת מספר בעיות מעשיות.

4) התפתחות האסטרונומיה תורמת להתקדמות בפיזיקה, מתמטיקה, כימיה וטכנולוגיה...

5). לאסטרונומיה חשיבות יוצאת דופן לגיבוש תפיסת עולם מדעית. תצפיות על השמים זרועי הכוכבים, תנועת השמש, הירח וגרמי שמים אחרים ללא ידע מדעייכול להוביל (ובעצם הוביל) לדעות שגויות על מבנה העולם הסובב ולכל מיני אמונות טפלות...

א . משימות אלו כוללות זמן מדויק, חישוב והידור של לוח שנה, קביעת קואורדינטות גיאוגרפיות על כדור הארץ.

ב. .כדוגמה, די להצביע על הישגים ב אסטיטכנולוגיית רקטות, יצירת לוויינים מלאכותיים ו חלליות. הישגים אלה, בתורם, גרמו להתפתחות המהירה של אלקטרוניקת רדיו. זוהי המשמעות המעשית של אסטרונומיה.

V. אסטרונומיה, חוקרת את הטבע הפיזי של גרמי השמים, חושפת את החוקים הממשיים של המבנה והתנועה שלהם ושל מערכותיהם, קובעת את אחדות העולם, ומוכיחה שהעולם הוא חומרי, שכל התהליכים ביקום מתרחשים כתוצאה מכך. התפתחות טבעיתללא התערבות של כוחות על טבעיים. על בסיס החומר העובדתי העצום על העולם הסובב אותנו, האסטרונומיה מאשרת את תפיסת העולם המדעית.

G.כתוצאה מכך, אנו מקבלים מושג על המבנה וההתפתחות של החלק ביקום הנגיש לתצפיות שלנו.

ד.במקום שאין חילופי עונות מובהקים (למשל במצרים), רק בהתבוננות שמים עטורי כוכביםניתן היה להגדיר מתי להתחיל לזרוע; לרועים ולימאים היה צורך בהתמצאות הן במדבר והן בים - זה גם אילץ אותם להתבונן בתנועת גרמי השמיים; התפתחות החברה הולידה את לוח השנה.

רשום את שיעורי הבית שלך:

1) משימה: איזה כוכב בהיר יותר - כוכב 2 מ' או כוכב 5 מ'?

(2 מ' הוא כוכב בסדר גודל שני, ...)

2) ??? : א ) מה אתה חושב, האם אפשר לטוס לכל קבוצת כוכבים?

ב)כמה זמן לוקח לאור מסיריוס להגיע אלינו (מרחק 8.1 * 1016 מ')?

סִפְרוּת:

1. "אסטרונומיה-11", מוסקבה, "נאורות", 1994, פסקאות 1, 2.

2., "אסטרונומיה-11", מוסקבה, "נאורות", 1993, פסקאות 1, 2 (2.1), 13.

בדוק את נכונות המשימות:

מס' 3. תשובה: סיריוס בהיר פי 30 מכוכב הצפון.

קודי תשובה למשימות בדיקה:

1-ב 6-ב 11-ד 13:

ב-ב ז-ב יב:א-ז

3-B 8-B 1) A3-B4-B1-G4. 2-D

4-ב 9-ב 2) A4-B1-B3-G3. 3-א

5-B 10-D 3) A1-B2-B4-G2. 4-ב

4) A2-B3-B2-G1. 5-ב.

עייף? לְהִרָגַע! תראה!

כמה יפה העולם הזה!

הֱיה שלום!!!

תשובות שיעורי בית:

1) כוכב באורך 2 מ' בהיר פי 2.5123 מכוכב באורך 5 מ'.

2) קבוצת כוכבים היא קטע מוגדר מותנה של השמים, שבתוכו ישנם גופי תאורה הממוקמים במרחקים שונים מאיתנו. לכן, הביטוי "לעוף לקבוצת הכוכבים" חסר משמעות.

עוצמה

מאפיינת כמות פיזית חסרת מימד, שנוצרה על ידי עצם שמימי ליד המתבונן. מבחינה סובייקטיבית, המשמעות שלו נתפסת כ-(y) או (y). במקרה זה, הבהירות של מקור אחד מסומנת על ידי השוואתה לבהירות של אחר, נלקחת כסטנדרט. תקנים כאלה הם בדרך כלל כוכבים לא משתנים שנבחרו במיוחד. הגודל הוצג לראשונה כאינדיקטור לבהירות הנראית לעין של כוכבים אופטיים, אך לאחר מכן הורחבה לטווחי קרינה אחרים:,. סולם הגודל הוא לוגריתמי, וכך גם סולם הדציבלים. בסולם הגודל, הפרש של 5 יחידות מתאים להפרש של פי 100 בשטפי האור מהמקורות הנמדדים וההתייחסות. לפיכך, הבדל בגודל 1 מתאים ליחס של שטפי אור של 100 1/5 = 2.512 פעמים. ציין את גודל האות הלטינית "M"(מלטינית magnitudo, ערך) ככתב עילי באותיות נטוי מימין למספר. כיוון סולם הגודל הפוך, כלומר. ככל שהערך גדול יותר, הברק של האובייקט חלש יותר. לדוגמה, כוכב בגודל שני (2 M) בהיר פי 2.512 מכוכב בגודל שלישי (3 M) ו-2.512 x 2.512 = בהיר פי 6.310 מכוכב בגודל 4 (4 M).

גודל לכאורה (M; המכונה לעתים קרובות פשוט "גודל") מציין את שטף הקרינה ליד הצופה, כלומר. הבהירות הנצפית של מקור שמימי, שתלויה לא רק בעוצמת הקרינה בפועל של העצם, אלא גם במרחק אליו. סולם הגדלים הנראה מקורו בקטלוג הכוכבים של היפרכוס (עד 161 בערך 126 לפנה"ס), שבו כל הכוכבים הנראים לעין חולקו לראשונה ל-6 מחלקות לפי בהירות. לכוכבים של דלי הדוב הגדול יש ברק של בערך 2 M, לווגה יש בערך 0 M. עבור גופי תאורה בהירים במיוחד, ערך הגודל הוא שלילי: עבור סיריוס, בערך -1.5 M(כלומר שטף האור ממנו גדול פי 4 מאשר מוגה), והבהירות של נוגה ברגעים מסוימים כמעט מגיעה ל-5 M(כלומר שטף האור גדול כמעט פי 100 מאשר מוגה). נדגיש שניתן למדוד את גודל הכוכבים הנראה הן בעין בלתי מזוינת והן בעזרת טלסקופ; הן בטווח החזותי של הספקטרום, והן באחרים (צילום, UV, IR). במקרה זה, "נראה לעין" (באנגלית apparent) פירושו "נצפה", "לכאורה" ואינו קשור ספציפית לעין האנושית (ראה:).

גודל מוחלט(M) מציין איזה גודל כוכבי נראה היה לגוף האור אם המרחק אליו היה 10 ולא יהיה . לפיכך, גודל הכוכבים המוחלט, בניגוד לזה הנראה, מאפשר להשוות את עוצמת הזוהר האמיתית של עצמים שמימיים (בטווח נתון של הספקטרום).

באשר לטווחים הספקטרליים, ישנן מערכות גדלים רבות הנבדלות בבחירת טווח מדידה ספציפי. כאשר צופים בעין (בעין בלתי מזוינת או דרך טלסקופ), הוא נמדד גודל חזותי(M v). מתמונה של כוכב על לוח צילום קונבנציונלי, המתקבל ללא מסנני אור נוספים, ה גודל צילומי(mP). מכיוון שתחליב צילום רגיש לאור כחול ואינו רגיש לאור אדום, כוכבים כחולים נראים בהירים יותר (משנראה לעין) על לוח הצילום. עם זאת, בעזרת לוח צילום, באמצעות אורתוכרומטי וצהוב, משיגים את מה שנקרא סולם גודל פוטו-ויזואלי(מ פ v), שכמעט עולה בקנה אחד עם הוויזואלי. על ידי השוואת הבהירות של מקור הנמדד בטווחים שונים של הספקטרום, ניתן לגלות את צבעו, להעריך את טמפרטורת פני השטח (אם הוא כוכב) או (אם מדובר בכוכב לכת), לקבוע את מידת הקליטה הבין-כוכבית של האור. , ומאפיינים חשובים נוספים. לכן פותחו סטנדרטיים, שנקבעו בעיקר על ידי בחירת מסנני האור. הטריקולור הפופולרי ביותר: אולטרה סגול (אולטרה סגול), כחול (כחול) וצהוב (ויזואלי). יחד עם זאת, הטווח הצהוב קרוב מאוד לזה הפוטו-ויזואלי (B m P v), וכחול לצילום (B m P).