Açık bulutsuz bir gecede başınızı kaldırırsanız, bir sürü yıldız görebilirsiniz. O kadar çok ki, saymak imkansız görünüyor. Gözle görülebilen gök cisimlerinin hala sayıldığı ortaya çıktı. Yaklaşık 6 bin tane var Bu, gezegenimizin hem kuzey hem de güney yarım küreleri için toplam sayıdır. İdeal olarak, sen ve ben, örneğin kuzey yarımkürede olmak, toplam sayılarının yaklaşık yarısını, yani 3 bin civarında bir yerde görmeliydik.
Sayısız kış yıldızı
Maalesef, mevcut tüm yıldızları göz önünde bulundurmak neredeyse imkansızdır, çünkü bunun için mükemmel şeffaf bir atmosfere ve herhangi bir ışık kaynağının tamamen yokluğuna sahip koşullar gerekir. Derin bir kış gecesinde kendinizi şehir ışığından uzakta açık bir alanda bulsanız bile. Neden kışın? Evet, çünkü yaz geceleri çok daha parlak! Bunun nedeni, güneşin ufkun çok altında batmaması. Ancak bu durumda bile, gözümüze 2,5-3 binden fazla yıldız ulaşamayacak. Neden böyle?
Olay şu ki, öğrenciİnsan gözü, optik bir alet olarak düşünürsek, farklı kaynaklardan belirli miktarda ışık toplar. Bizim durumumuzda, ışık kaynakları yıldızlardır. Onları doğrudan ne kadar göreceğimiz, optik cihazın lensinin çapına bağlıdır. Doğal olarak, dürbün veya teleskopun mercek camı, göz bebeğinden daha büyük bir çapa sahiptir. Bu nedenle daha fazla ışık toplayacaktır. Sonuç olarak, astronomik aletler kullanılarak çok daha fazla sayıda yıldız görülebilir.
Hipparchus'un gözünden yıldızlı gökyüzü
Elbette, yıldızların parlaklıklarının veya gökbilimcilerin dediği gibi görünür parlaklıklarının farklı olduğunu fark etmişsinizdir. Uzak geçmişte, insanlar da buna dikkat etti. Antik Yunan gökbilimci Hipparchus, tüm görünür gök cisimlerini VI sınıflarına sahip yıldız büyüklüklerine ayırdı. En parlakları I'i "kazandı" ve en ifadesiz olanları kategori VI yıldızlar olarak tanımladı. Geri kalanlar ara sınıflara ayrıldı.
Daha sonra, farklı yıldız büyüklüklerinin aralarında bir tür algoritmik bağlantı olduğu ortaya çıktı. Ve parlaklığın eşit sayıda bozulması, gözümüz tarafından aynı mesafeden bir uzaklaşma olarak algılanır. Böylece, kategori I yıldızın parlaklığının II'nin parlaklığından yaklaşık 2,5 kat daha parlak olduğu anlaşıldı.
Sınıf II'nin bir yıldızı, sınıf III'ten aynı sayıda daha parlaktır ve sırasıyla III'ün bir gök cismi IV'ten daha parlaktır. Sonuç olarak, I ve VI büyüklüklerindeki yıldızların parıltıları arasındaki fark 100 kat farklıdır. Böylece, VII kategorisinin gök cisimleri, insan vizyonunun eşiğinin ötesindedir. Yıldız olduğunu bilmek önemlidir.büyüklük bir yıldızın boyutu değil, görünen parlaklığıdır.
Mutlak büyüklük nedir?
Yıldız büyüklükleri yalnızca görünür değil, aynı zamanda mutlaktır. Bu terim, iki yıldızı parlaklıklarına göre karşılaştırmak gerektiğinde kullanılır. Bunu yapmak için, her yıldıza geleneksel olarak 10 parseklik standart bir mesafeye başvurulur. Başka bir deyişle, bu, gözlemciden 10 PC uzakta olsaydı sahip olacağı yıldız bir nesnenin boyutudur.
Örneğin, güneşimizin büyüklüğü -26.7'dir. Fakat 10 PC'lik bir mesafeden, yıldızımız beşinci büyüklükte zar zor görünen bir nesne olacaktır. Bundan şu sonuç çıkar: bir gök nesnesinin parlaklığı veya dedikleri gibi, bir yıldızın birim zamanda yaydığı enerji ne kadar yüksek olursa, nesnenin mutlak büyüklüğünün negatif bir değer alması o kadar olasıdır. Ve tam tersi: parlaklık ne kadar düşükse, nesnenin pozitif değerleri o kadar yüksek olacaktır.
En parlak yıldızlar
Tüm yıldızların farklı görünen parlaklıkları vardır. Bazıları ilk büyüklükten biraz daha parlak, ikincisi çok daha zayıf. Bunun ışığında, kesirli değerler tanıtıldı. Örneğin, parlaklığındaki görünür yıldız büyüklüğü kategori I ve II arasında bir yerdeyse, o zaman sınıf 1, 5 yıldız olarak kabul edilir. Ayrıca büyüklükleri 2, 3…4, 7…vs olan yıldızlar da vardır. Örneğin, Ekvator takımyıldızı Canis Minor'un bir parçası olan Procyon, Rusya'nın her yerinde en iyi Ocak veya Şubat aylarında görülür. Görünür parlaklığı 0.4.
Dikkat çekici kibüyüklük 0'ın katıdır. Sadece bir yıldız neredeyse tam olarak buna karşılık gelir - bu, Lyra takımyıldızındaki en parlak yıldız olan Vega'dır. Parlaklığı yaklaşık 0.03 kadirdir. Bununla birlikte, ondan daha parlak olan armatürler var, ancak büyüklükleri negatif. Örneğin, aynı anda iki yarım kürede gözlemlenebilen Sirius. Parlaklığı -1.5 kadirdir.
Negatif yıldız büyüklükleri yalnızca yıldızlara değil, diğer gök cisimlerine de atanır: Güneş, Ay, bazı gezegenler, kuyruklu yıldızlar ve uzay istasyonları. Ancak parlaklıklarını değiştirebilen yıldızlar vardır. Bunların arasında değişken parlaklık genliğine sahip birçok titreşimli yıldız vardır, ancak aynı anda birkaç titreşimin gözlemlenebildiği yıldızlar da vardır.
Yıldız büyüklüklerinin ölçümü
Astronomide, neredeyse tüm mesafeler yıldız büyüklüklerinin geometrik ölçeğiyle ölçülür. Fotometrik ölçüm yöntemi, uzun mesafeler için ve ayrıca bir nesnenin parlaklığını görünür parlaklığı ile karşılaştırmanız gerektiğinde kullanılır. Temel olarak, en yakın yıldızlara olan mesafe, elipsin ana yarı ekseni olan yıllık paralaksları tarafından belirlenir. Gelecekte fırlatılacak uzay uyduları, görüntülerin görsel doğruluğunu en az birkaç kat artıracak. Ne yazık ki, 50–100 PC'den daha büyük mesafeler için hala başka yöntemler kullanılmaktadır.
Uzay gezisi
Uzak geçmişte, tüm gök cisimleri ve gezegenler çok daha küçüktü. Örneğin, Dünyamız bir zamanlar Venüs büyüklüğündeydi ve hatta daha önceleri Mars büyüklüğündeydi. Milyarlarca yıl önce, tüm kıtalar gezegenimizi sürekli bir kıtasal kabukla kapladı. Daha sonra, Dünya'nın boyutu arttı ve kıtasal levhalar ayrılarak okyanusları oluşturdu.
"Galaktik kış"ın ortaya çıkmasıyla birlikte tüm yıldızlar sıcaklığı, parlaklığı ve büyüklüğü artırdı. Bir gök cismi (örneğin Güneş) kütlesinin ölçüsü de zamanla artar. Ancak bu son derece dengesizdi.
Başlangıçta, bu küçük yıldız, diğer tüm dev gezegenler gibi katı buzla kaplıydı. Daha sonra yıldız, kritik kütlesine ulaşana kadar boyut olarak artmaya başladı ve büyümesi durdu. Bunun nedeni, yıldızların bir sonraki galaktik kıştan sonra kütlelerinin periyodik olarak artması ve sezon dışı dönemlerde azalmasıdır.
Tüm güneş sistemi Güneş ile birlikte büyüdü. Ne yazık ki, tüm yıldızlar bu yolu izleyemeyecek. Birçoğu diğer, daha büyük kütleli yıldızların derinliklerinde kaybolacak. Gök cisimleri galaktik yörüngelerde dönerler ve yavaş yavaş tam merkeze yaklaşarak en yakın yıldızlardan birinin üzerine çökerler.
Galaxy, çoklu gezegen sisteminden ortaya çıkan daha küçük bir kümeden kaynaklanan bir cüce galaksiden kaynaklanan süperdev bir yıldız-gezegen sistemidir. İkincisi, bizimkiyle aynı sistemden geldi.
Yıldız boyutunu sınırlama
Üstümüzdeki gökyüzü ne kadar şeffaf ve karanlıksa, o kadar çok yıldız veya meteor görebileceğiniz artık bir sır değil. Sınır yıldızıbüyüklük, yalnızca gökyüzünün şeffaflığı nedeniyle değil, aynı zamanda bakanın vizyonu nedeniyle daha iyi belirlenen bir özelliktir. Bir kişi, en sönük yıldızın parlaklığını yalnızca ufukta, çevresel görüşle görebilir. Ancak bunun her biri için ayrı bir kriter olduğunu belirtmekte fayda var. Teleskoptan yapılan görsel gözlemle karşılaştırıldığında, temel fark, aletin tipi ve merceğinin çapıdır.
Fotoğraf plakasına sahip bir teleskopun nüfuz etme kuvveti, sönük yıldızların radyasyonunu yakalar. Modern teleskoplar, 26-29 büyüklük parlaklıktaki nesneleri gözlemleyebilir. Cihazın nüfuz gücü birçok ek kritere bağlıdır. Bunlar arasında görüntü kalitesi hiç de az önemli değildir.
Yıldız görüntüsünün boyutu doğrudan atmosferin durumuna, merceğin odak uzaklığına, emülsiyona ve pozlama için ayrılan süreye bağlıdır. Ancak en önemli gösterge yıldızın parlaklığıdır.
