Agar siz tiniq bulutsiz tunda boshingizni ko'tarsangiz, ko'plab yulduzlarni ko'rishingiz mumkin. Shu qadar ko'pki, sanab bo'lmaydi. Ma'lum bo'lishicha, ko'zga ko'rinadigan samoviy jismlar hali ham hisobga olinadi. Ularning 6 mingga yaqini bor. Bu sayyoramizning shimoliy va janubiy yarimsharlari uchun umumiy raqam. Ideal holda, siz va men, masalan, shimoliy yarim sharda bo'lganimizda, ularning umumiy sonining taxminan yarmini, ya'ni qayerdadir 3 ming yulduzni ko'rishimiz kerak edi.
Qishki son-sanoqsiz yulduzlar
Afsuski, barcha mavjud yulduzlarni hisobga olish deyarli mumkin emas, chunki buning uchun mutlaqo shaffof atmosfera va yorug'lik manbalarining to'liq yo'qligi sharti kerak bo'ladi. Qishning chuqur kechasida o'zingizni shahar yorug'ligidan uzoqda ochiq maydonda topsangiz ham. Nega qishda? Ha, chunki yoz kechalari ancha yorqinroq! Bu quyoshning ufqdan uzoqqa botmasligi bilan bog'liq. Ammo bu holatda ham, bizning ko'zimiz uchun 2,5-3 mingdan ortiq yulduz mavjud bo'lmaydi. Nega shunday?
Gap shundaki, o’quvchiInson ko'zi, agar biz uni optik asbob sifatida tasavvur qilsak, turli manbalardan ma'lum miqdorda yorug'lik to'playdi. Bizning holatlarimizda yorug'lik manbalari yulduzlardir. Ularni qancha ko'rishimiz to'g'ridan-to'g'ri optik qurilma linzalarining diametriga bog'liq. Tabiiyki, durbin yoki teleskopning linzali oynasi ko'z qorachig'idan kattaroq diametrga ega. Shuning uchun u ko'proq yorug'lik to'playdi. Natijada, astronomik asboblar yordamida juda koʻp yulduzlarni koʻrish mumkin.
Yulduzli osmon Gipparx nigohida
Albatta, siz yulduzlarning yorqinligi yoki astronomlar aytganidek, zohiriy yorqinligi bilan farq qilishini payqadingiz. Uzoq o'tmishda odamlar ham bunga e'tibor berishgan. Qadimgi yunon astronomi Hipparx barcha ko'rinadigan osmon jismlarini VI sinfga ega bo'lgan yulduz kattaliklariga bo'lgan. Ularning eng yorqinlari meni "qozondi", u eng ifodasizlarini esa VI toifadagi yulduzlar deb ta'rifladi. Qolganlari oraliq sinflarga bo'lingan.
Keyinchalik turli xil yulduz kattaliklari oʻrtasida qandaydir algoritmik bogʻlanish borligi maʼlum boʻldi. Va yorug'likning teng miqdordagi buzilishi bizning ko'zimiz tomonidan bir xil masofada olib tashlash sifatida qabul qilinadi. Shunday qilib, I toifadagi yulduzning yorqinligi II ning nurlanishidan taxminan 2,5 marta yorqinroq ekanligi ma'lum bo'ldi.
II sinf yulduzi III sinfdan bir xil marta yorqinroq, III toifadagi samoviy jism esa mos ravishda IVdan yorqinroq. Natijada, I va VI kattalikdagi yulduzlarning porlashi orasidagi farq 100 marta farq qiladi. Shunday qilib, VII toifadagi samoviy jismlar insonning ko'rish ostonasidan tashqarida. Yulduz ekanligini bilish muhimdirkattalik yulduzning kattaligi emas, balki uning zohiriy yorqinligi.
Mutlaq kattalik nima?
Yulduz kattaliklari nafaqat koʻrinadigan, balki mutlaq hamdir. Bu atama ikki yulduzni yorqinligi bo'yicha bir-biri bilan solishtirish zarur bo'lganda qo'llaniladi. Buning uchun har bir yulduz 10 parseklik shartli standart masofaga ishora qilinadi. Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, bu yulduz ob'ektining o'lchami, agar u kuzatuvchidan 10 ta kompyuter masofasida bo'lsa edi.
Masalan, bizning quyosh magnitudasi -26,7. Ammo 10 kompyuter masofasidan bizning yulduzimiz beshinchi kattalikdagi zo'rg'a ko'rinadigan ob'ekt bo'ladi. Bundan kelib chiqadiki: samoviy jismning yorqinligi yoki ular aytganidek, yulduzning vaqt birligida chiqaradigan energiyasi qanchalik baland bo'lsa, ob'ektning mutlaq kattaligi manfiy qiymat olish ehtimoli shunchalik yuqori bo'ladi. Va aksincha: yorug'lik qanchalik past bo'lsa, ob'ektning ijobiy qiymatlari shunchalik yuqori bo'ladi.
Eng yorqin yulduzlar
Barcha yulduzlarning yorqinligi har xil. Ba'zilar birinchi kattalikdan bir oz yorqinroq, ikkinchisi esa ancha zaif. Shu munosabat bilan kasr qiymatlari kiritildi. Misol uchun, agar uning yorqinligidagi ko'rinadigan yulduz kattaligi I va II toifalar orasida bo'lsa, u 1, 5 yulduz sinfi hisoblanadi. 2, 3…4, 7… va hokazo magnitudali yulduzlar ham bor. Masalan, Minor ekvator yulduz turkumiga kiruvchi Procyon yanvar yoki fevral oylarida butun Rossiya bo'ylab ko'proq ko'rinadi. Uning yorqinligi 0,4.
E'tiborlisi, Ikattaligi 0 ga karrali. Unga faqat bitta yulduz deyarli to'liq mos keladi - bu Vega, Lira yulduz turkumidagi eng yorqin yulduz. Uning yorqinligi taxminan 0,03 magnitudani tashkil qiladi. Biroq, undan yorqinroq yorug'lik nurlari bor, lekin ularning kattaligi salbiy. Masalan, bir vaqtning o'zida ikkita yarim sharda kuzatilishi mumkin bo'lgan Sirius. Uning yorqinligi -1,5 magnituda.
Salbiy yulduz kattaliklari nafaqat yulduzlarga, balki boshqa samoviy jismlarga ham berilgan: Quyosh, Oy, ayrim sayyoralar, kometalar va kosmik stansiyalar. Biroq, yorqinligini o'zgartira oladigan yulduzlar mavjud. Ular orasida yorqinligi oʻzgaruvchan amplitudali pulsatsiyalanuvchi yulduzlar koʻp, biroq ularda bir vaqtning oʻzida bir nechta pulsatsiya kuzatilishi mumkin boʻlgan yulduzlar ham bor.
Yulduz kattaliklarini oʻlchash
Astronomiyada deyarli barcha masofalar yulduz kattaliklarining geometrik shkalasi bilan o'lchanadi. Fotometrik o'lchash usuli uzoq masofalar uchun, shuningdek, ob'ektning yorqinligini uning aniq yorqinligi bilan solishtirish kerak bo'lganda qo'llaniladi. Asosan, eng yaqin yulduzlargacha bo'lgan masofa ularning yillik paralaksi - ellipsning asosiy yarim o'qi bilan belgilanadi. Kelajakda uchiriladigan kosmik sun'iy yo'ldoshlar tasvirlarning vizual aniqligini kamida bir necha barobar oshiradi. Afsuski, boshqa usullar hali ham 50–100 kompyuterdan katta masofalar uchun qo'llaniladi.
Kosmosga ekskursiya
Uzoq oʻtmishda barcha samoviy jismlar va sayyoralar ancha kichikroq edi. Misol uchun, bizning Yerimiz bir vaqtlar Venera, hatto undan oldin Marsning kattaligi edi. Milliardlab yillar oldin barcha qit'alar sayyoramizni doimiy qit'a qobig'i bilan qoplagan. Keyinchalik Yer kattalashib, qit'a plitalari bo'linib, okeanlarni hosil qildi.
Barcha yulduzlar "galaktik qish" kelishi bilan harorat, yorug'lik va kattalikni oshirdi. Osmon jismining (masalan, Quyosh) massasining o'lchovi ham vaqt o'tishi bilan ortadi. Biroq, bu juda notekis edi.
Dastlab, bu kichik yulduz, boshqa ulkan sayyoralar singari, qattiq muz bilan qoplangan edi. Keyinchalik, yulduz o'zining kritik massasiga yetguncha va o'sishni to'xtatmaguncha kattalasha boshladi. Bu yulduzlar keyingi galaktik qishdan keyin vaqti-vaqti bilan o'z massalarining ortib borishi va mavsumdan tashqari davrlarda kamayib borishi bilan bog'liq.
Butun quyosh tizimi Quyosh bilan birga oʻsdi. Afsuski, barcha yulduzlar ham bu yo'ldan bora olmaydi. Ularning ko'plari boshqa, kattaroq yulduzlarning tubida g'oyib bo'ladi. Osmon jismlari galaktika orbitalarida aylanadi va asta-sekin markazga yaqinlashib, eng yaqin yulduzlardan biriga qulab tushadi.
Galaxy - bu bir nechta sayyoralar tizimidan paydo bo'lgan kichikroq klasterdan kelib chiqqan mitti galaktikadan kelib chiqqan supergigant yulduz-sayyora tizimi. Ikkinchisi bizniki bilan bir xil tizimdan kelgan.
Yulduzcha oʻlchami cheklangan
Endi hech kimga sir emaski, tepamizdagi osmon qanchalik shaffof va qorong'i bo'lsa, shunchalik ko'p yulduzlar yoki meteorlarni ko'rishingiz mumkin. Yulduzchani cheklashkattalik - bu nafaqat osmonning shaffofligi, balki tomoshabinning ko'rish qobiliyati tufayli ham yaxshiroq aniqlanadigan xususiyatdir. Inson eng xira yulduzning porlashini faqat ufqda, periferik ko'rish bilan ko'rishi mumkin. Biroq, bu har bir kishi uchun individual mezon ekanligini ta'kidlash kerak. Teleskop orqali vizual kuzatish bilan solishtirganda, asosiy farq asbobning turi va uning linzasining diametridir.
Fotografik plastinkali teleskopning kirib borish kuchi xira yulduzlarning nurlanishini ushlab turadi. Zamonaviy teleskoplar yorqinligi 26-29 magnitudali ob'ektlarni kuzatishi mumkin. Qurilmaning penetratsion kuchi ko'plab qo'shimcha mezonlarga bog'liq. Ular orasida tasvir sifati ham muhim emas.
Yulduz tasvirining oʻlchami toʻgʻridan-toʻgʻri atmosfera holatiga, linzaning fokus uzunligiga, emulsiyaga va taʼsir qilish uchun ajratilgan vaqtga bogʻliq. Biroq, eng muhim ko'rsatkich yulduzning yorqinligidir.
