Ако вдигнете глава в ясна безоблачна нощ, можете да видите много звезди. Толкова много, че изобщо изглежда невъзможно да се преброят. Оказва се, че видимите за окото небесни тела все още се броят. Те са около 6 хил. Това е общият брой както за северното, така и за южното полукълбо на нашата планета. В идеалния случай вие и аз, като например сме в северното полукълбо, трябваше да видим около половината от общия им брой, а именно някъде около 3 хиляди звезди.
Многобройни зимни звезди
За съжаление е почти невъзможно да се разгледат всички налични звезди, защото това ще изисква условия с идеално прозрачна атмосфера и пълно отсъствие на каквито и да било източници на светлина. Дори ако се окажете на открито поле далеч от градската светлина в дълбока зимна нощ. Защо през зимата? Да, защото летните нощи са много по-светли! Това се дължи на факта, че слънцето не залязва далеч под хоризонта. Но дори и в този случай за нашето око ще бъдат достъпни не повече от 2,5–3 хиляди звезди. Защо е така?
Въпросът е, че зеницатаЧовешкото око, ако си го представим като оптичен инструмент, събира определено количество светлина от различни източници. В нашия случай източниците на светлина са звезди. Колко ще ги видим пряко зависи от диаметъра на лещата на оптичното устройство. Естествено, стъклото на лещата на бинокъл или телескоп има по-голям диаметър от зеницата на окото. Следователно, той ще събира повече светлина. В резултат на това много по-голям брой звезди могат да се видят с помощта на астрономически инструменти.
Звездно небе през очите на Хипарх
Разбира се, че сте забелязали, че звездите се различават по яркост или, както казват астрономите, по привиден блясък. В далечното минало хората също обръщаха внимание на това. Древногръцкият астроном Хипарх разделил всички видими небесни тела на звездни величини, които имат VI клас. Най-ярките от тях "спечеляха" I, а най-неизразителните той определи като звезди от VI категория. Останалите бяха разделени на междинни класове.
По-късно се оказа, че различните звездни величини имат някаква алгоритмична връзка между тях. А изкривяването на яркостта в равен брой пъти се възприема от нашето око като отдалечаване на същото разстояние. Така стана известно, че сиянието на звезда от категория I е по-ярко от сиянието на II с около 2,5 пъти.
Звезда от клас II е по-ярка от клас III със същия брой пъти, а небесно тяло от III, съответно, е по-ярко от IV. В резултат на това разликата между сиянието на звезди от I и VI величина се различава 100 пъти. Така небесните тела от VII категория са отвъд прага на човешкото зрение. Важно е да се знае, че звездатавеличината не е с размера на звезда, а нейният привиден блясък.
Какво е абсолютната величина?
Звездни величини са не само видими, но и абсолютни. Този термин се използва, когато е необходимо да се сравнят две звезди една с друга по тяхната светимост. За да направите това, всяка звезда се отнася към конвенционално стандартно разстояние от 10 парсека. С други думи, това е размерът на звезден обект, който би имал, ако беше на разстояние от 10 компютъра от наблюдателя.
Например, величината на нашето слънце е -26,7. Но от разстояние от 10 компютъра нашата звезда би била едва видим обект от пета величина. От това следва: колкото по-висока е светимостта на небесен обект или, както се казва, енергията, която звездата излъчва за единица време, толкова по-вероятно е абсолютната величина на обекта да приеме отрицателна стойност. И обратно: колкото по-ниска е осветеността, толкова по-високи ще бъдат положителните стойности на обекта.
Най-ярките звезди
Всички звезди имат различен привиден блясък. Някои са малко по-ярки от първата величина, а последните са много по-слаби. С оглед на това бяха въведени дробни стойности. Например, ако видимата звездна величина в нейния блясък е някъде между категории I и II, тогава тя се счита за клас 1, 5 звезда. Има и звезди с величини 2, 3…4, 7… и т. н. Например Процион, който е част от екваториалното съзвездие Малък куче, се вижда най-добре в цяла Русия през януари или февруари. Нейният привиден блясък е 0,4.
Заслужава да се отбележи, че азвеличина е кратна на 0. Само една звезда почти точно отговаря на нея - това е Вега, най-ярката звезда в съзвездието Лира. Яркостта му е приблизително 0,03 магнитуд. Има обаче светила, които са по-ярки от него, но тяхната величина е отрицателна. Например Сириус, който може да се наблюдава в две полукълба наведнъж. Неговата светимост е -1,5 магнитуд.
Отрицателните звездни величини се приписват не само на звездите, но и на други небесни обекти: Слънцето, Луната, някои планети, комети и космически станции. Въпреки това, има звезди, които могат да променят яркостта си. Сред тях има много пулсиращи звезди с променливи амплитуди на яркостта, но има и такива, в които могат да се наблюдават няколко пулсации едновременно.
Измерване на звездни величини
В астрономията почти всички разстояния се измерват с геометричната скала на звездните величини. Фотометричният метод за измерване се използва за дълги разстояния, а също и ако трябва да сравните осветеността на обект с неговата видима яркост. По принцип разстоянието до най-близките звезди се определя от техния годишен паралакс - голямата полуос на елипсата. Космическите спътници, изстреляни в бъдеще, ще увеличат визуалната точност на изображенията поне няколко пъти. За съжаление, други методи все още се използват за разстояния, по-големи от 50–100 компютъра.
Екскурзия до космоса
В далечното минало всички небесни тела и планети са били много по-малки. Например нашата Земя някога е била с размерите на Венера, а дори по-рано, с размерите на Марс. Преди милиарди години всички континенти покриваха нашата планета с непрекъсната континентална кора. По-късно размерът на Земята се увеличил и континенталните плочи се разделили, образувайки океани.
Всички звезди с настъпването на "галактическата зима" повишават температурата, осветеността и величината. Мярката за масата на небесно тяло (например Слънцето) също се увеличава с времето. Това обаче беше изключително неравномерно.
Първоначално тази малка звезда, както всяка друга гигантска планета, беше покрита с твърд лед. По-късно звездата започна да увеличава размерите си, докато достигне критичната си маса и спря да расте. Това се дължи на факта, че звездите периодично увеличават масата си след следващата галактическа зима и намаляват през периодите извън сезона.
Цялата слънчева система расте заедно със Слънцето. За съжаление, не всички звезди ще могат да следват този път. Много от тях ще изчезнат в дълбините на други, по-масивни звезди. Небесните тела се въртят в галактически орбити и постепенно приближавайки се до самия център, колабират върху една от най-близките звезди.
Галактика е свръхгигантска звездно-планетна система, произхождаща от галактика джудже, произхождаща от по-малък куп, възникнал от многопланетна система. Последното дойде от същата система като нашата.
Ограничаващ размер на звездата
Вече не е тайна, че колкото по-прозрачно и по-тъмно е небето над нас, толкова повече звезди или метеори можете да видите. Лимит звездавеличината е характеристика, която се определя по-добре не само поради прозрачността на небето, но и поради визията на наблюдаващия. Човек може да види сиянието на най-тъмната звезда само на хоризонта, с периферно зрение. Все пак си струва да се спомене, че това е индивидуален критерий за всеки. В сравнение с визуалното наблюдение от телескоп, съществената разлика е типът на инструмента и диаметърът на неговата леща.
Силата на проникване на телескоп с фотографска плоча улавя излъчването на тъмните звезди. Съвременните телескопи могат да наблюдават обекти със светимост от 26-29 величини. Проникващата сила на устройството зависи от много допълнителни критерии. Сред тях качеството на изображението е от не малко значение.
Размерът на изображението на звезда директно зависи от състоянието на атмосферата, фокусното разстояние на лещата, емулсията и времето, определено за експозиция. Най-важният индикатор обаче е яркостта на звездата.
