(merkitty m - englannista. suuruus) - taivaankappaleen kirkkautta (sieltä tulevan valon määrää) maallisen tarkkailijan näkökulmasta luonnehtiva dimensioton suure. Mitä kirkkaampi esine, sitä pienempi sen näennäinen suuruus.

Sana "näennäinen" nimessä tarkoittaa vain, että suuruus havaitaan Maasta ja sitä käytetään erottamaan se absoluuttisesta suuruudesta. Tämä nimi ei viittaa vain näkyvään valoon. Ihmissilmän (tai muun vastaanottimen, jolla on sama spektriherkkyys) havaitsema suure on ns. visuaalinen.

Suuruus on merkitty pienellä kirjaimella m, joka on merkitty numeeriseen arvoon. Esimerkiksi 2 m tarkoittaa toista magnitudia.

Tarina

Suuruuden käsitteen esitteli antiikin kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparkhos 2. vuosisadalla eKr. Hän jakoi kaikki paljaalla silmällä nähtävissä olevat tähdet kuuteen suuruuteen: hän kutsui ensimmäisen suuruuden kirkkaita tähtiä, naytmyanish - kuudenneksi. Keskisuurten suuruusluokkien osalta uskottiin, että esimerkiksi kolmannen magnitudin tähdet ovat yhtä himmeämpiä kuin toisen magnitudin tähdet, koska ne ovat kirkkaampia kuin neljännen magnitudin tähdet. Tämä loiston mittausmenetelmä saavutti suosion Almagestin, Claudius Ptolemaioksen tähtiluettelon, ansiosta.

Tällaista luokitusasteikkoa käytettiin lähes muuttumattomana 1800-luvun puoliväliin asti. Ensimmäinen, joka käsitteli tähtien suuruutta kvantitatiivisena eikä laadullisena ominaisuutena, oli Friedrich Argelander. Hän alkoi luottavaisesti soveltaa tähtien suuruusluokkien desimaalilukuja.

1856 Norman Pogson virallisti magnitudiasteikon ja totesi, että ensimmäisen magnitudin tähti on täsmälleen 100 kertaa kirkkaampi kuin kuudennen magnitudin tähti. Koska Weber-Fechnerin lain mukaisesti valaistuksen muutos saman monta kertaa silmä kokee muutoksena samalla määrällä silloin yhden magnitudin ero vastaa valon intensiteetin muutosta kertoimella ≈ 2,512. Tämä on irrationaalinen luku, jota kutsutaan Pogsonin numero.

Joten tähtien magnitudien asteikko on logaritminen: kahden kohteen tähtien magnitudien ero määräytyy yhtälön avulla:

, , ovat kohteiden tähtien suuruudet, , ovat niiden luomat valaistukset.

Tämä kaava mahdollistaa vain tähtien magnitudien eron määrittämisen, mutta ei itse magnitudien. Absoluuttisen mittakaavan rakentamiseksi sen avulla on asetettava nollapiste - valaistus, joka vastaa nollasuuruutta (0 m). Aluksi Pogson käytti Pohjantähteä standardina olettaen, että sillä on täsmälleen toinen magnitudi. Kun kävi selväksi, että Polaris oli muuttuva tähti, asteikko alettiin sitoa Vegaan (jolle annettiin nolla-arvo), ja sitten (kun Vegaa epäiltiin myös vaihtelevuudesta) asteikon nollapiste määriteltiin uudelleen useiden muiden tähtien avulla. Visuaalisissa havainnoissa Vega voi kuitenkin toimia nollamagnitudin etalona vielä pidemmälle, koska sen magnitudi näkyvässä valossa on 0,03 m, mikä ei eroa nollasta silmän perusteella.

Nykyaikainen magnitudiasteikko ei rajoitu kuuteen magnitudiin tai vain näkyvään valoon. Erittäin kirkkaiden esineiden voimakkuus on negatiivinen. Esimerkiksi Siriuksen, yötaivaan kirkkaimman tähden, näennäinen magnitudi on -1,47 metriä. Nykyaikainen tekniikka mahdollistaa myös Kuun ja Auringon kirkkauden mittaamisen: täysikuun näennäinen magnitudi on -12,6 m ja Auringon -26,8 m. Hubble Orbital Telescope pystyy tarkkailemaan tähtiä jopa 31,5 metrin etäisyydeltä näkyvällä alueella.

Spektririippuvuus

Tähtien suuruus riippuu spektrialueesta, jolla havainto suoritetaan, koska valovirta mistä tahansa kohteesta eri alueilla on erilainen.

• Bolometrinen suuruus näyttää kohteen kokonaissäteilytehon eli kokonaisvuon kaikilla spektrialueilla. Bolometri mitataan.

Yleisimmässä fotometrisessa järjestelmässä, UBV-järjestelmässä, on 3 kaistaa (spektrialueita, joilla mittaukset suoritetaan). Vastaavasti on olemassa:

• ultraviolettisuuruus (U)- määritetty ultraviolettialueella;

• "Sininen" suuruus (B) — määritetään sinisellä alueella;

• visuaalinen suuruus (V)- määritetään näkyvällä alueella; spektrivastekäyrä valitaan vastaamaan paremmin ihmisen näköä. Silmä on herkin kelta-vihreälle valolle, jonka aallonpituus on noin 555 nm.

Ero (U-B tai B-V) saman kohteen magnitudien välillä eri vyöhykkeillä osoittaa sen värin ja sitä kutsutaan väriindeksiksi. Mitä korkeampi väriindeksi, sitä punaisempi kohde.

On olemassa muita fotometrisiä järjestelmiä, joissa jokaisessa on eri kaistat ja vastaavasti voidaan mitata erilaisia ​​suureita. Esimerkiksi vanhassa valokuvausjärjestelmässä käytettiin seuraavia määriä:

• valokuvavisuaalinen suuruus (m pv)- valokuvauslevyllä olevan esineen kuvan mustennuksen mitta oranssilla valosuodattimella;

• valokuvan suuruus (m pg)- mitataan tavanomaisella valokuvauslevyllä, joka on herkkä spektrin siniselle ja ultraviolettialueelle.

Joidenkin kohteiden näennäiset tähtien magnitudit

Esine	m
Aurinko	-26,73
Täysikuu	-12,92
Iridiumin leimahdus (maksimi)	-9,50
Venus (maksimi)	-4,89
Venus (minimi)	-3,50
Jupiter (maksimi)	-2,94
Mars (maksimi)	-2,91
Elohopea (maksimi)	-2,45
Jupiter (minimi)	-1,61
Sirius (taivaan kirkkain tähti)	-1,47
Canopus (taivaan toiseksi kirkkain tähti)	-0,72
Saturnus (maksimi)	-0,49
Alpha Centauri kumulatiivinen kirkkaus A, B	-0,27
Arcturus (3. kirkkain tähti taivaalla)	0,05
Alpha Centauri A (4. kirkkain tähti taivaalla)	-0,01
Vega (5. kirkkain tähti taivaalla)	0,03
Saturnus (minimi)	1,47
Mars (minimi)	1,84
SN 1987A - supernova 1987 Suuressa Magellanin pilvessä	3,03
Andromedan sumu	3,44
Vaaleita tähtiä, jotka näkyvät suurkaupunkialueilla	3 … + 4
Ganymede on Jupiterin kuu, aurinkokunnan suurin kuu (maksimi)	4,38
4 Vesta (kirkas asteroidi), enintään	5,14
Uranus (maksimi)	5,32
Triangulum Galaxy (M33), näkyy paljaalla silmällä kirkkaalla taivaalla	5,72
Elohopea (minimi)	5,75
Uranus (minimi)	5,95
Naymanishi-tähdet näkyvät paljaalla silmällä maaseudulla	6,50
Ceres (enintään)	6,73
NGC 3031 (M81), näkyy paljaalla silmällä täydellisen taivaan alla	6,90
Nightmanish-tähdet, jotka näkyvät paljaalla silmällä täydellisellä taivaalla (Mauna Kean observatorio, Atacaman autiomaa)	7,72
Neptunus (maksimi)	7,78
Neptunus (minimi)	8,01
Titan on Saturnuksen kuu, aurinkokunnan toiseksi suurin kuu (maksimi)	8,10
Proxima Centauri	11,10
Kirkkain kvasaari	12,60
Pluto (maksimi)	13,65
Tee oppositiossa	16,80
Haumea oppositiossa	17,27
Eris oppositiossa	18,70
Vaaleat tähdet näkyvät 24" CCD-kuvassa 30 minuutin valotusajalla	22
Pienin saatavilla oleva kohde 8 metrin maanpäällisessä kaukoputkessa	27
Pienin Hubble-avaruusteleskoopin käytettävissä oleva esine	31,5
Pienin kohde, joka on saatavilla 42 metrin maanpäällisessä teleskoopissa	36
Pienin kohde, joka on saatavilla OWL:n kiertävässä teleskooppissa (laukaisu on suunniteltu vuodelle 2020)	38

Jokaisella näistä tähdistä on tietty suuruus, jonka avulla voit nähdä ne.

Magnitudi on numeerinen dimensioton suure, joka kuvaa tähden tai muun kosmisen kappaleen kirkkautta suhteessa näennäiseen pinta-alaan. Toisin sanoen tämä arvo heijastaa tarkkailijan kehon rekisteröimien sähkömagneettisten aaltojen määrää. Siksi tämä arvo riippuu havaitun kohteen ominaisuuksista ja etäisyydestä tarkkailijasta siihen. Termi kattaa vain sähkömagneettisen säteilyn näkyvän, infrapuna- ja ultraviolettispektrin.

Pistevalolähteiden suhteen käytetään myös termiä "kirkkaus" ja laajennetuille - "kirkkaus".

Muinainen kreikkalainen tutkija, joka asui Turkissa 2. vuosisadalla eKr. e., pidetään yhtenä antiikin vaikutusvaltaisimmista tähtitieteilijöistä. Hän kokosi volumetrisen, ensimmäisen Euroopassa, joka kuvaa yli tuhannen taivaankappaleen sijainnin. Hipparkhos esitteli myös sellaisen ominaisuuden kuin suuruus. Tarkastellessaan tähtiä paljaalla silmällä tähtitieteilijä päätti jakaa ne kirkkauden mukaan kuuteen magnitudiin, joista ensimmäinen magnitudi on kirkkain kohde ja kuudes on himmein.

1800-luvulla brittiläinen tähtitieteilijä Norman Pogson paransi tähtien magnitudien mittausasteikkoa. Hän laajensi sen arvojen valikoimaa ja otti käyttöön logaritmisen riippuvuuden. Eli kun suuruus kasvaa yhdellä, kohteen kirkkaus pienenee kertoimella 2,512. Silloin 1. magnitudin (1 m) tähti on sata kertaa kirkkaampi kuin kuudennen magnitudin (6 m) tähti.

Suuruusstandardi

Nolla magnitudin taivaankappaleen standardia pidettiin alun perin kirkkaimman pisteen loistona. Hieman myöhemmin esitettiin tarkempi määritelmä nollasuuruusluokan esineelle - sen valaistuksen tulisi olla 2,54 10 −6 luksia ja valovirta näkyvällä alueella on 10 6 kvanttia / (cm² s).

Näennäinen suuruus

Yllä kuvattu ominaisuus, jonka Nikealainen Hipparkhos tunnisti, tuli myöhemmin tunnetuksi "näkyvänä" tai "visuaalisena". Tämä tarkoittaa, että sitä voidaan tarkkailla sekä ihmissilmän avulla näkyvällä alueella että käyttämällä erilaisia ​​​​instrumentteja, kuten kaukoputkea, mukaan lukien ultravioletti- ja infrapuna-alue. Tähdistön suuruus on 2 m. Tiedämme kuitenkin, että Vega, jonka magnitudi on nolla (0 m), ei ole taivaan kirkkain tähti (kirkkaudeltaan viides, IVY-alueen tarkkailijoille kolmas). Siksi kirkkaammilla tähdillä voi olla esimerkiksi negatiivinen magnitudi (-1,5 m). Nykyään tiedetään myös, että taivaankappaleiden joukossa voi olla paitsi tähtiä, myös kappaleita, jotka heijastavat tähtien - planeettojen, komeettojen tai asteroidien - valoa. Kokonaissuuruus on −12,7 m.

Absoluuttinen suuruus ja valovoima

Jotta kosmisten kappaleiden todellista kirkkautta voitaisiin verrata, kehitettiin sellainen ominaisuus kuin absoluuttinen suuruus. Sen mukaan kohteen näennäisen tähtimagnitudin arvo lasketaan, jos tämä kohde sijaitsisi 10 (32,62) etäisyydellä Maasta. Tässä tapauksessa ei ole riippuvuutta etäisyydestä tarkkailijaan vertailtaessa eri tähtiä.

Avaruusobjektien absoluuttinen suuruus käyttää eri etäisyyttä kehosta havainnointiin. Nimittäin 1 tähtitieteellinen yksikkö, kun taas teoriassa tarkkailijan tulisi olla Auringon keskustassa.

Nykyaikaisemmasta ja hyödyllisemmästä suuresta tähtitiedessä on tullut "valovoima". Tämä ominaisuus määrittää kokonaismäärän, jonka kosminen keho säteilee tietyn ajanjakson aikana. Sen laskemiseen käytetään vain absoluuttista tähtien suuruutta.

Spektririippuvuus

Kuten aiemmin mainittiin, suuruus voidaan mitata erityyppisille sähkömagneettisille säteilyille, ja siksi sillä on erilaiset arvot jokaiselle spektrin alueelle. Kuvan saamiseksi mistä tahansa avaruusobjektista tähtitieteilijät voivat käyttää niitä, jotka ovat herkempiä näkyvän valon suurtaajuiselle osalle, ja tähdet osoittautuvat kuvassa sinisiksi. Tällaista tähtien suuruutta kutsutaan "valokuvaksi", m Pv . Jotta arvo saadaan lähelle visuaalista ("fotovisuaalinen", m P), valokuvalevy peitetään erityisellä ortokromaattisella emulsiolla ja käytetään keltaista valosuodatinta.

Tiedemiehet ovat koonneet niin sanotun fotometrisen aluejärjestelmän, jonka avulla on mahdollista määrittää kosmisten kappaleiden tärkeimmät ominaisuudet, kuten: pintalämpötila, valon heijastusaste (albedo, ei tähdille), valon absorptioaste, ja muut. Tätä varten valaisin valokuvataan sähkömagneettisen säteilyn eri spektreissä ja sen jälkeen tulosten vertailu. Seuraavat suodattimet ovat suosituimpia valokuvauksessa: ultravioletti, sininen (valokuvan suuruus) ja keltainen (lähellä valokuvausaluetta).

Valokuva, jossa on kaapattu energia kaikista sähkömagneettisten aaltojen alueista, määrittää niin sanotun bolometrisen magnitudin (m b). Sen avulla tähtitieteilijät laskevat kosmisen kappaleen kirkkauden, tietäen etäisyyden ja tähtienvälisen sukupuuton asteen.

Joidenkin esineiden tähtien magnitudit

• Aurinko = -26,7 m
• Täysikuu = -12,7 m
• Flash Iridium = -9,5 m. Iridium on 66 satelliitin järjestelmä, jotka kiertävät maata ja välittävät ääntä ja muuta dataa. Ajoittain kunkin kolmen pääajoneuvon pinta heijastaa auringonvaloa kohti maata ja luo kirkkaimman tasaisen salaman taivaalla jopa 10 sekunnin ajan.

Tähdet ovat yleisin taivaankappaletyyppi universumissa. Tähtiä on noin 6000 6. magnitudiin asti, noin miljoona magnitudiin 11 asti ja niitä noin 2 miljardia koko taivaalla 21. magnitudiin asti.

Ne kaikki, kuten aurinko, ovat kuumia itsestään valoisia kaasupalloja, joiden syvyyksissä vapautuu valtavasti energiaa. Kuitenkin tähdet, jopa tehokkaimmissa kaukoputkissa, näkyvät valopisteinä, koska ne ovat hyvin kaukana meistä.

1. Vuosittainen parallaksi ja etäisyydet tähtiin

Maan säde osoittautuu liian pieneksi, jotta se voisi toimia perustana tähtien parallaktisen siirtymän mittaamiseen ja etäisyyksien määrittämiseen tähtiin. Jo Kopernikuksen aikana oli selvää, että jos maa todella pyörii Auringon ympäri, tähtien näennäisen sijainnin taivaalla täytyy muuttua. Kuudessa kuukaudessa maapallo liikkuu kiertoradansa halkaisijan verran. Suuntien tähteen tämän kiertoradan vastakkaisista kohdista on oltava erilaisia. Toisin sanoen tähdillä tulisi olla havaittava vuotuinen parallaksi (kuva 72).

Tähden vuotuinen parallaksi ρ on kulma, jossa maapallon kiertoradan puolipääakseli (yhtä kuin 1 AU) voidaan nähdä tähdestä, jos se on kohtisuorassa näkölinjaan nähden.

Mitä suurempi etäisyys D on tähdestä, sitä pienempi on sen parallaksi. Tähden sijainnin parallaktinen siirtymä taivaalla vuoden aikana tapahtuu pientä ellipsiä tai ympyrää pitkin, jos tähti on ekliptisen navan kohdalla (ks. kuva 72).

Kopernikus yritti, mutta ei onnistunut havaitsemaan tähtien parallaksia. Hän väitti oikein, että tähdet olivat liian kaukana Maasta, jotta silloiset laitteet olisivat voineet havaita niiden parallaktisen siirtymän.

Ensimmäisen luotettavan Vegan-tähden vuotuisen parallaksin mittauksen teki vuonna 1837 venäläinen akateemikko V. Ya. Struve. Melkein samanaikaisesti hänen kanssaan muissa maissa määritettiin kahden muun tähden parallaksit, joista toinen oli α Centauri. Tämä tähti, jota ei näy Neuvostoliitossa, osoittautui lähimmäksi meitä, sen vuotuinen parallaksi on ρ = 0,75". Tässä kulmassa paljaalla silmällä näkyy 1 mm paksu lanka 280 metrin etäisyydeltä. pienet kulmasiirtymät.

Etäisyys tähtiin missä a on maan kiertoradan puolipääakseli. Pienissä kulmissa jos p ilmaistaan ​​kaarisekunteina. Sitten otetaan a = 1 a. eli saamme:

Etäisyys lähimpään tähteen α Centauri D \u003d 206 265 ": 0,75" \u003d 270 000 a. e. Valo kulkee tämän matkan 4 vuodessa, kun Auringosta Maahan kestää vain 8 minuuttia ja Kuusta noin 1 sekunnissa.

Matkaa, jonka valo kulkee vuodessa, kutsutaan valovuodeksi.. Tätä yksikköä käytetään etäisyyden mittaamiseen parsekin (pc) kanssa.

Parsek on etäisyys, josta Maan kiertoradan puolipääakseli, kohtisuorassa näkölinjaan nähden, on näkyvissä 1" kulmassa.

Etäisyys parsekeina on yhtä suuri kuin vuotuisen parallaksin käänteisluku ilmaistuna kaarisekunteina. Esimerkiksi etäisyys tähdestä α Centauri on 0,75" (3/4") tai 4/3 kpl.

1 parsek = 3,26 valovuotta = 206 265 AU e. = 3 * 10 13 km.

Tällä hetkellä vuotuisen parallaksin mittaus on tärkein menetelmä tähtien etäisyyksien määrittämisessä. Parallaksit on jo mitattu hyvin monille tähdille.

Vuosittaista parallaksia mittaamalla voidaan luotettavasti määrittää etäisyys tähtiin, jotka sijaitsevat enintään 100 pc:n tai 300 valovuoden päässä.

Miksi ei ole mahdollista mitata tarkasti useamman kuin kahden kaukaisen tähden vuotuista parallaksia?

Etäisyys kauempana oleviin tähtiin määritetään tällä hetkellä muilla menetelmillä (katso §25.1).

2. Näennäinen ja absoluuttinen suuruus

Tähtien kirkkaus. Sen jälkeen kun tähtitieteilijät pystyivät määrittämään etäisyydet tähtiin, havaittiin, että tähdet eroavat näennäiskirkkaudessaan, ei vain niiden etäisyyden eron vuoksi, vaan myös niiden välisen eron vuoksi. kirkkaus.

Tähteen L kirkkaus on valoenergian emission teho verrattuna Auringon valon emissiotehoon.

Jos kahdella tähdellä on sama kirkkaus, niin meistä kauimpana olevan tähden näennäinen kirkkaus on pienempi. Tähtien vertaaminen valoisuuden perusteella on mahdollista vain, jos niiden näennäinen kirkkaus (magnitudi) lasketaan samalle standardietäisyydelle. Tällaista tähtitieteen etäisyyttä pidetään 10 kpl.

Näennäistä tähtien magnitudia, joka tähdellä olisi, jos se olisi standardietäisyydellä D 0 = 10 pc meistä, kutsuttiin absoluuttiseksi tähtien magnitudiksi M.

Tarkastellaan tunnetulla etäisyydellä D (tai sen parallaksi p) olevan tähden näennäisen ja absoluuttisen tähtisuuruuden kvantitatiivista suhdetta. Muista ensin, että 5 magnitudin ero vastaa tasan 100-kertaista kirkkauseroa. Näin ollen kahden lähteen näennäisten tähtien magnitudien ero on yhtä suuri kuin yksi, kun toinen niistä on kirkkaampi kuin toinen täsmälleen kerran (tämä arvo on suunnilleen yhtä suuri kuin 2,512). Mitä kirkkaampi lähde, sitä pienempänä sen näennäinen suuruus otetaan huomioon. Yleisessä tapauksessa minkä tahansa kahden tähden näennäisen kirkkauden suhde I 1:I 2 on suhteutettu niiden näennäisten magnitudien m 1 ja m 2 eroon yksinkertaisella suhteella:

Olkoon m etäisyydellä D sijaitsevan tähden näennäinen magnitudi. Jos se katsottaisiin etäisyydeltä D 0 = 10 pc, sen näennäinen magnitudi m 0 olisi määritelmän mukaan yhtä suuri kuin absoluuttinen magnitudi M. Silloin sen näennäinen kirkkaus muuttuisi

Samalla tiedetään, että tähden näennäinen kirkkaus vaihtelee käänteisesti sen etäisyyden neliön kanssa. Niin

(2)

Siten,

(3)

Ottamalla tämän lausekkeen logaritmin saamme:

(4)

jossa p ilmaistaan ​​kaarisekunteina.

Nämä kaavat antavat absoluuttisen magnitudin M tunnetusta näennäinen suuruus m todellisella etäisyydellä tähdestä D. 10 pc:n etäisyydellä Aurinkomme näyttäisi suunnilleen 5. näennäisen magnitudin tähdeltä, eli Auringolle M ≈5.

Kun tiedät tähden absoluuttisen magnitudin M, on helppo laskea sen kirkkaus L. Ottaen Auringon kirkkauden L = 1, valoisuuden määritelmän mukaan voidaan kirjoittaa, että

M:n ja L:n arvot eri yksiköissä ilmaisevat tähden säteilytehoa.

Tähtien tutkimus osoittaa, että niiden kirkkaus voi vaihdella kymmeniä miljardeja kertoja. Tähtien magnitudeissa tämä ero on 26 yksikköä.

Absoluuttiset arvot tähdet, joiden kirkkaus on erittäin korkea, ovat negatiivisia ja saavuttavat M = -9. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan jättiläisiksi ja superjättiläisiksi. Tähden S Doradus säteily on 500 000 kertaa voimakkaampaa kuin aurinkomme säteily, sen kirkkaus on L=500 000, kääpiöillä M=+17 (L=0,000013) on pienin säteilyteho.

Tähtien merkittävien valovoimaerojen syiden ymmärtämiseksi on otettava huomioon niiden muut ominaisuudet, jotka voidaan määrittää säteilyanalyysin perusteella.

3. Tähtien väri, spektrit ja lämpötila

Havaintosi aikana huomasit, että tähdillä on erilainen väri, joka näkyy selvästi kirkkaimmista. Kuumennetun kappaleen väri, mukaan lukien tähdet, riippuu sen lämpötilasta. Tämä mahdollistaa tähtien lämpötilan määrittämisen niiden jatkuvan spektrin energiajakaumasta.

Tähtien väri ja spektri liittyvät niiden lämpötilaan. Suhteellisen kylmissä tähdissä spektrin punaisella alueella oleva säteily on hallitseva, minkä vuoksi ne ovat punertavia. Punaisten tähtien lämpötila on alhainen. Se nousee peräkkäin muuttuessaan punaisesta oranssiksi, sitten keltaiseksi, kellertäväksi, valkoiseksi ja sinertäväksi. Tähtien spektrit ovat erittäin monipuoliset. Ne on jaettu luokkiin, jotka on merkitty latinalaisilla kirjaimilla ja numeroilla (katso takalehti). M-luokan viileiden punaisten tähtien spektrissä noin 3000 K lämpötilassa yksinkertaisimpien diatomisten molekyylien, useimmiten titaanioksidin, absorptionauhat ovat näkyvissä. Muiden punaisten tähtien spektrejä hallitsevat hiilen tai zirkoniumin oksidit. Ensimmäisen suuruusluokan M punaiset tähdet - Antares, Betelgeuse.

Keltaisten G-tähtien spektrissä, joihin kuuluu aurinko (lämpötila 6000 K pinnalla), ohuet metalliviivat hallitsevat: rauta, kalsium, natrium jne. Auringon kaltainen tähti spektrin, värin ja lämpötilan suhteen on kirkas kappeli Aurigan tähdistö.

A-luokan valkoisten tähtien spektrissä, kuten Sirius, Vega ja Deneb, vetylinjat ovat vahvimmat. Ionisoitujen metallien heikkoja linjoja on monia. Tällaisten tähtien lämpötila on noin 10 000 K.

Kuumimpien, sinertävien tähtien spektrissä noin 30 000 K lämpötilassa näkyvät neutraalin ja ionisoidun heliumin viivat.

Useimpien tähtien lämpötilat ovat 3 000 ja 30 000 K välillä. Muutamien tähtien lämpötila on noin 100 000 K.

Näin ollen tähtien spektrit ovat hyvin erilaisia ​​keskenään, ja niiden avulla voidaan määrittää tähtien ilmakehän kemiallinen koostumus ja lämpötila. Spektrien tutkiminen osoitti, että vety ja helium ovat hallitsevia kaikkien tähtien ilmakehässä.

Tähtien spektrien erot eivät selity niinkään niiden kemiallisen koostumuksen monimuotoisuudella, vaan lämpötilojen ja muiden fysikaalisten olosuhteiden eroilla tähtien ilmakehissä. Korkeissa lämpötiloissa molekyylit hajoavat atomeiksi. Vielä korkeammassa lämpötilassa vähemmän kestävät atomit tuhoutuvat, ne muuttuvat ioneiksi ja menettävät elektroneja. Monien kemiallisten alkuaineiden ionisoidut atomit, kuten neutraalit atomit, emittoivat ja absorboivat tiettyjen aallonpituuksien energiaa. Vertaamalla saman kemiallisen alkuaineen atomien ja ionien absorptiolinjojen intensiteettiä, niiden suhteellinen lukumäärä määritetään teoreettisesti. Se on lämpötilan funktio. Joten tähtien spektrien tummista viivoista voit määrittää niiden ilmakehän lämpötilan.

Saman lämpötilan ja värin, mutta eri valoisuuden omaavilla tähdillä on yleisesti ottaen samat spektrit, mutta joidenkin viivojen suhteellisissa intensiteetissä voi havaita eroja. Tämä johtuu siitä, että samassa lämpötilassa niiden ilmakehän paine on erilainen. Esimerkiksi jättiläisten tähtien ilmakehissä paine on pienempi, ne ovat harvinaisempia. Jos tämä riippuvuus ilmaistaan ​​graafisesti, niin viivojen intensiteetistä saadaan selville tähden absoluuttinen magnitudi ja sitten kaavan (4) avulla voidaan määrittää etäisyys siihen.

Esimerkki ongelmanratkaisusta

Tehtävä. Mikä on tähden ζ Skorpionin kirkkaus, jos sen näennäinen magnitudi on 3 ja etäisyys siihen on 7500 sv. vuotta?

Harjoitus 20

1. Kuinka monta kertaa Sirius on kirkkaampi kuin Aldebaran? Onko aurinko kirkkaampi kuin Sirius?

2. Yksi tähti on 16 kertaa kirkkaampi kuin toinen. Mitä eroa niiden suuruusluokilla on?

3. Vegan parallaksi on 0,11". Kuinka kauan kestää, että sen valo saavuttaa maan?

4. Kuinka monta vuotta kestäisi lentää kohti Lyyran tähdistöä nopeudella 30 km/s, jotta Vega olisi kaksinkertainen?

5. Kuinka monta kertaa tähti, jonka magnitudi on 3,4, on himmeämpi kuin Sirius, jonka näennäinen magnitudi on -1,6? Mitkä ovat näiden tähtien absoluuttiset magnitudit, jos etäisyys molempiin on 3 pc?

6. Nimeä jokaisen liitteen IV tähden väri niiden spektrityypin mukaan.

(Wikipediasta)

Suuruus - taivaalla olevan kohteen, useimmiten tähden, numeerinen ominaisuus, joka osoittaa kuinka paljon valoa tulee siitä kohtaan, jossa tarkkailija sijaitsee.

Näkyvä (visuaalinen)

Nykyaikainen näennäisen tähtien suuruuden käsite on tehty siten, että se vastaa muinaisen kreikkalaisen tähtitieteilijän Hipparkhoksen 2. vuosisadalla eaa. tähdille antamaa suuruutta. e. Hipparkhos jakoi kaikki tähdet kuuteen magnitudiin. Hän kutsui ensimmäisen magnitudin kirkkaimpia tähtiä, himmeimpiä - kuudennen magnitudin tähdiksi. Väliarvot hän jakoi tasaisesti jäljellä olevien tähtien kesken.

Näennäinen tähtien magnitudi ei riipu vain siitä, kuinka paljon valoa kohde lähettää, vaan myös siitä, kuinka kaukana se on havainnoijasta. Näennäistä tähtien suuruutta pidetään mittayksikkönä paistaa tähdet, ja mitä suurempi kirkkaus, sitä pienempi suuruus ja päinvastoin.

Vuonna 1856 N. Pogson ehdotti suuruusasteikon formalisointia. Näennäinen tähtien suuruus määritetään kaavalla:

Missä minä- valovirta kohteesta, C- vakio.

Koska tämä asteikko on suhteellinen, sen nollapiste (0 m ) määritellään sellaisen tähden kirkkaudeksi, jossa valovirta on 10³ kvanttia / (cm² s Å) vihreässä valossa (UBV-asteikko) tai 10 6 kvanttia / ( cm² ) s·Å) koko näkyvällä valon alueella. Tähti 0 m maan ilmakehän ulkopuolella tuottaa 2,54 10 −6 luksia.

Tähtien magnitudien asteikko on logaritminen, koska kirkkauden muutos saman määrän kertoja koetaan samana (Weber-Fechnerin laki). Lisäksi, koska Hipparkhos päätti, että aiheiden suuruus pienempi kuin tähti kirkkaampi, silloin kaavassa on miinusmerkki.

Seuraavat kaksi ominaisuutta auttavat käyttämään näennäisiä tähtien suuruuksia käytännössä:

1. Valovirran lisäys kertoimella 100 vastaa tähtien näennäisen magnitudin vähenemistä täsmälleen 5 yksiköllä.
2. Suuruuden pieneneminen yhdellä yksiköllä tarkoittaa valovirran kasvua 10 1/2,5 = 2,512 kertaa.

Nykyään näennäistä tähtien suuruutta ei käytetä vain tähdille, vaan myös muille kohteille, esimerkiksi Kuulle ja Auringolle ja planeetoille. Koska ne voivat olla kirkkaampia kuin kirkkain tähti, niillä voi olla negatiivinen näennäinen magnitudi.

Näennäinen tähtien suuruus riippuu säteilyvastaanottimen (silmä, valosähköinen ilmaisin, valokuvalevy jne.) spektriherkkyydestä.

• visuaalinen suuruusluokka ( V tai m v ) määräytyy ihmissilmän herkkyysspektrin (näkyvän valon) perusteella, jonka suurin herkkyys on 555 nm:n aallonpituudella. tai valokuvallisesti oranssilla suodattimella.

• valokuvaus tai "sininen" magnitudi ( B tai m p ) määritetään fotometroimalla tähden kuva siniselle ja ultraviolettisäteille herkällä valokuvauslevyllä tai käyttämällä antimoni-cesium-valomonistinta, jossa on sininen suodatin.

• ultravioletti suuruusluokka ( U) on maksimi ultraviolettisäteilyssä aallonpituudella noin 350 nm.

Erot yhden kohteen magnitudeissa eri alueilla U−B ja B−V ovat objektin värin kiinteät indikaattorit, mitä suurempia ne ovat, sitä punaisempi kohde on.

• Bolometrinen suuruus vastaa tähden kokonaissäteilytehoa, eli tehoa, joka summataan koko säteilyspektriltä. Sen mittaamiseen käytetään erityistä laitetta - bolometria.

ehdoton

Absoluuttinen suuruus (M ) määritellään objektin näennäiseksi magnitudiksi, jos se sijaitsisi 10 parsekin etäisyydellä havainnoijasta. Auringon absoluuttinen bolometrinen magnitudi on +4,7. Jos näennäinen tähtien magnitudi ja etäisyys kohteeseen tiedetään, absoluuttinen tähtien magnitudi voidaan laskea kaavalla:

missä d 0 = 10 kpl ≈ 32 616 valovuotta.

Vastaavasti, jos näennäinen ja absoluuttinen tähtien magnitudi tunnetaan, etäisyys voidaan laskea kaavan avulla

Absoluuttinen suuruus liittyy luminositeettiin seuraavalla suhteella: missä ja ovat Auringon kirkkaus ja absoluuttinen magnitudi.

Joidenkin esineiden tähtien magnitudit

Esine	m
Aurinko	−26,7
kuu täysikuussa	−12,7
Iridium Burst (maksimi)	−9,5
Supernova 1054 (maksimi)	−6,0
Venus (maksimi)	−4,4
Maa (auringosta katsottuna)	−3,84
Mars (maksimi)	−3,0
Jupiter (maksimi)	−2,8
Kansainvälinen avaruusasema (enintään)	−2
Elohopea (maksimi)	−1,9
Andromedan galaksi	+3,4
Proxima Centauri	+11,1
Kirkkain kvasaari	+12,6
Paljaalla silmällä näkyvät himmeimmät tähdet	+6 - +7
Heikoin kohde, joka on vangittu 8 metrin maanpäällisen teleskoopin avulla	+27
Heikoin Hubble-avaruusteleskoopin vangitsema kohde	+30

Esine	tähdistö	m
Sirius	iso koira	−1,47
canopus	Köli	−0,72
α Centauri	Centaurus	−0,27
Arcturus	Saappaat	−0,04
Vega	Lyra	0,03
Kappeli	Auriga	+0,08
Rigel	Orion	+0,12
Procyon	pieni koira	+0,38
Achernar	eridanus	+0,46
Betelgeuse	Orion	+0,50
Altair	Kotka	+0,75
Aldebaran	Härkä	+0,85
Antares	Skorpioni	+1,09
Pollux	Kaksoset	+1,15
Fomalhaut	etelän kalat	+1,16
Deneb	Joutsen	+1,25
Regulus	Leijona	+1,35

Aurinkoa eri etäisyyksiltä

Aiheen ongelmien ratkaiseminen: "Tähtien ja tähtien magnitudien kimallus."

#1 Kuinka monta kertaa kirkkaampi Sirius on kuin Aldebaran? Onko aurinko kirkkaampi kuin Sirius?

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

I1 / I2 - ? !!! mi –tähden suuruus.

I3 / I1 - ? II- tähden kirkkaus, tähden loisto.

Nro 2 Kuinka monta kertaa 3,4 magnitudin tähti on himmeämpi kuin Sirius, jonka magnitudi on -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 Vastaus: Sirius on 100 kirkkaampi kuin tämä tähti

Ratkaise seuraava ongelma itse.

Nro 3 Kuinka monta kertaa Sirius (m1 \u003d -1,6) Polaris

(m2 = + 2, 1)?

Suorita testitehtävät.

Toivotamme menestystä!!!

Tähtitieteen koetehtävät. Aihe: "Tätitieteen aihe ja merkitys. Tähtitaivas. »

1. Tähtitieteen opinnot:

a) taivaalliset lait;

b) tähdet ja muut taivaankappaleet;

c) taivaankappaleiden rakenteen, liikkeen ja kehityksen lait.

2. Fyysikot antoivat tähtitieteen:

a) työkalut avaruustutkimukseen;

b) lomakkeet ongelmien laskentaa ja ratkaisemista varten;

c) maailmankaikkeuden tutkimusmenetelmät.

3. Tähtitiede, jonka sinun on tiedettävä:

a) navigoidakseen tähtien mukaan;

b) muodostaa tieteellinen maailmankuva;

c) koska on mielenkiintoista tietää, miten maailma toimii.

4. Teleskoopin linssiä tarvitaan, jotta:

a) kerätä valoa taivaankappaleesta ja saada sen kuva;

b) kerää valoa taivaankappaleesta ja lisää katselukulmaa, jossa kohde on näkyvissä;

c) saada suurennettu kuva taivaankappaleesta.

5. Teleskooppiokulaari tarvitaan, jotta:

a) saada suurennettu kuva taivaankappaleesta;

b) nähdä linssin avulla saatu kuva taivaankappaleesta;

c) nähdä suuresta kulmasta linssin avulla saatu kuva taivaankappaleesta.

6. Astografi eroaa visuaalisuuteen suunniteltu teleskooppi havainnot:

a) pienempi korotus;

b) suuri lisäys;

c) okulaarin puuttuminen.

7. Onko mahdollista luonnehtia objektiivin tarkennuksessa kuvaamiseen tarkoitettua astrografia sen suurennuksella?

a) kyllä, koska astrografissa on linssi;

b) ei, koska astrografissa ei ole okulaaria;

c) kyllä, koska minkä tahansa kaukoputken tärkeä ominaisuus on sen suurennus.

8. Havaittaessa käytetään harvoin yli 500-kertaista suurennusta, koska:

a) kuvat vääristyvät ilmakehän takia;

b) kuvat vääristyvät linssien takia;

c) tekijöiden a) ja b) yhdistelmä.

9. Ero refraktorijärjestelmän ja heijastinjärjestelmän välillä on seuraava:

a) ensimmäisessä on okulaari linssiä vasten ja toisessa sivussa;

b) heijastimessa on linssi ja refraktorissa peili;

c) refraktorissa linssi on linssi ja heijastimessa peili.

10. Jos haluat tarkastella etäobjekteja tarkemmin, sinun on:

a) lisää kaukoputken linssin halkaisijaa;

b) lisää kaukoputken suurennusta;

c) hyödyntää laajemmin havaintoja radioalueella;

d) aggregaatissa a) - c);

e) nostaa tutkimusvälineitä avaruuteen.

11. Tähtitiede syntyi:

a) uteliaisuudesta;

b) navigoida horisontin reunoja pitkin;

c) ennustaa ihmisten ja kansojen kohtaloa;

d) ajan mittaamiseen ja navigointiin

12. Jatka tähtitaivaan viestejä 1)-4) katkelmilla A-D.

1) Katsomme ympärillämme olevaa maailmaa maapallolta, ja meistä näyttää aina siltä, ​​että yläpuolellamme ulottuu pallomainen tähdillä täynnä oleva kupoli.

2) Tähtitaivaalla tähdet säilyttävät suhteellisen asemansa pitkään. Tämän näennäisen erikoisuuden vuoksi muinaisina aikoina tähtiä kutsuttiin kiinteiksi.

3) Paljaalla silmällä näkyvien tähtien kokonaismäärä koko taivaalla on noin 6000, ja puolessa niistä näemme noin 3000 tähteä. Tähdet eroavat kirkkaudeltaan, kirkkaimmiltaan ja väriltään.

4) Monien tähtikuvioiden nimet on säilytetty muinaisista ajoista lähtien. Tähdistöjen nimien joukossa on esineiden nimiä, jotka muistuttavat tähdistön kirkkaiden tähtien muodostamia hahmoja.

1. Tähtien loisto ymmärretään valaistukseksi, jonka tähden valo luo maan päälle. Tähtien kirkkautta mitataan tähtien magnitudeilla.

2. Erilliset tähdistön tähdet 1600-luvulta. alettiin merkitä kreikkalaisten aakkosten kirjaimilla: "alfa", "beta", "gamma" jne., yleensä kirkkauden alenevassa järjestyksessä.

3. Siksi ajatus kristalliholvista syntyi muinaisina aikoina.

4. Todellisuudessa kaikki tähdet liikkuvat, niillä on omat liikkeensä, mutta koska ne ovat hyvin kaukana meistä, niiden vuotuinen muutos taivaalla on vain murto-osa kaarisekunnista.

1. Havaitsemamme tähdet sijaitsevat useilla eri etäisyyksillä meistä, huomattavasti yli puolen kilometrin päässä

2. Jos tähdistössä oli tarpeen osoittaa lisää tähtiä, mutta kreikkalaisten aakkosten kirjaimia ei ollut tarpeeksi, seuraavissa tähdissä käytettiin latinalaisten aakkosten kirjaimia ja sitten sarjanumeroita.

3. Nyt tähdistö ymmärretään tietyksi taivaan alueeksi, jossa on näkyviä tähtiä, tähtikuvioiden rajat on tiukasti määritelty.

4. 1. magnitudin tähtien kirkkaus on 2,512 kertaa suurempi kuin toisen magnitudin tähtien kirkkaus, 2,512 kertaa 3. magnitudin tähtien kirkkaus jne.

1. Koska tähdet säilyttävät suhteellisen asemansa, käytettiin niitä jo muinaisina aikoina maamerkeinä, joiden yhteydessä tunnistettiin taivaalta tunnusomaisia ​​tähtien yhdistelmiä ja kutsuttiin niitä tähtikuviksi.

2. Muinaisina aikoina kaikki tähdet jaettiin kuuteen ryhmään niiden kirkkauden mukaan: kirkkaimmat merkittiin ensimmäisen magnitudin tähdille, heikoimmat - kuudennen magnitudin tähdille.

3. Siksi useimpien tähtikuvioiden tähti "alfa" on tämän tähdistön kirkkain tähti.

4. Todellisuudessa ei ole holvia, ja vaikutelma taivaasta pallon muodossa selittyy silmämme erityispiirteillä olla huomaamatta etäisyyksien eroja, nämä etäisyydet ylittävät 0,5 km.

1. Kirkkaimmat tai merkittävimmät tähdet saavat kirjainmerkinnän lisäksi omat nimensä (yleensä arabiaksi, kreikaksi ja roomalaiseksi). Joten tähti "alfa" tähdistöstä Canis Majorista on nimeltään Sirius, "alfa" tähdistöstä Lyra - Vega, "theta" Ursa Major - Alkor jne.

2. Suuruuden avulla voidaan ilmaista minkä tahansa tähden loistoa, ja taivaankappaleet ovat kirkkaampia kuin ensimmäisen magnitudin tähdet, niiden suuruus on nolla tai negatiivinen. Paljaalla silmällä näkymättömien taivaankappaleiden loisto ilmaistaan ​​suuruuksilla, jotka ovat suurempia kuin kuusi.

3. Koko taivaalla on merkitty 88 tähtikuviota, jotka valtaavat tähtitaivaan kokonaan.

4. Siksi meistä näyttää siltä, ​​​​että kaikki tähdet ja muut taivaankohteet sijaitsevat samoilla etäisyyksillä, eli ikään kuin tietyn pallon pinnalla, jonka keskellä tarkkailija aina sijaitsee.

13. Jatka lauseita 1.-4 fragmenteilla:

1) Tähtitiede on tiedettä taivaankappaleista. Nykyaikainen tähtitiede tutkii taivaankappaleiden ja niiden järjestelmien liikettä, rakennetta, keskinäisiä yhteyksiä, muodostumista ja kehitystä ...

2) Tähtitiede on vanhin tiede maan päällä. Tähtitiede syntyi ihmisen käytännön tarpeista ...

3). Ja meidän aikanamme tähtitiede ratkaisee useita käytännön ongelmia.

4) Tähtitieteen kehitys edistää fysiikan, matematiikan, kemian ja tekniikan kehitystä ...

5). Tähtitiedeellä on poikkeuksellinen merkitys tieteellisen maailmankuvan muodostumiselle. Tähtitaivaan, Auringon, Kuun ja muiden taivaankappaleiden liikkeen havainnot ilman tieteellistä tietoa voivat johtaa (ja itse asiassa johtaneet) vääriin näkemyksiin ympäröivän maailman rakenteesta ja kaikenlaisiin taikauskoihin ...

MUTTA . Näihin tehtäviin kuuluu tarkka aika, kalenterin laskeminen ja laatiminen, maantieteellisten koordinaattien määrittäminen maan päällä.

B. . Esimerkkinä riittää, kun viitataan saavutuksiin asti rakettitekniikka, keinotekoisten satelliittien ja avaruusalusten luominen. Nämä saavutukset puolestaan ​​aiheuttivat radioelektroniikan nopean kehityksen. Tämä on tähtitieteen käytännön merkitys.

AT. Tähtitiede, joka tutkii taivaankappaleiden fysikaalista luonnetta ja paljastaa niiden ja niiden järjestelmien rakenteen ja liikkeen todelliset lait, vahvistaa maailman yhtenäisyyden todistaen, että maailma on materiaalinen, että kaikki prosessit universumissa tapahtuvat sen seurauksena. luonnollinen kehitys ilman yliluonnollisten voimien väliintuloa. Ympärillämme olevaa maailmaa koskevan laajan asiaaineiston perusteella tähtitiede vahvistaa tieteellistä maailmankuvaa.

G. Tuloksena saamme käsityksen havainnojemme käytettävissä olevan universumin osan rakenteesta ja kehityksestä.

E. Siellä missä ei ole selvää vuodenaikojen vaihtelua (esimerkiksi Egyptissä), vain tähtitaivasta tarkkailemalla voitiin määrittää, milloin kylvö aloitetaan; laiduntajilla ja merimiehillä oli tarve orientoitumiseen sekä autiomaassa että merellä - tämä pakotti heidät myös tarkkailemaan taivaankappaleiden liikettä; yhteiskunnan kehitys synnytti kalenterin.

Kirjoita läksyjäsi muistiin:

1) Tehtävä: Kumpi tähti on kirkkaampi - 2 m tähti vai 5 m tähti?

(2 m on toisen magnitudin tähti, ...)

2) ??? : a ) Mitä mieltä olette, onko mahdollista lentää mihin tahansa tähtikuvioon?

b) Kuinka kauan Siriukselta tuleva valo saapuu meille (etäisyys 8,1 * 1016 m)?

kirjallisuus:

1. "Astronomy-11", Moskova, "Enlightenment", 1994, kohdat 1, 2.

2., "Astronomy-11", Moskova, "Enlightenment", 1993, kohdat 1, 2 (2.1), 13.

Tarkista tehtävien oikeellisuus:

Nro 3. Vastaus: Sirius on 30 kertaa kirkkaampi kuin Pohjantähti.

Testitehtävien vastauskoodit:

1-B 6-B 11-D 13:

2-B 7-B 12:1-D

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

4-B 9-B 2) A4-B1-B3-G3. 3-A

5-B 10-D 3) A1-B2-B4-G2. 4-B

4) A2-B3-B2-G1. 5-B.

Väsynyt? Rentoutua! Katso!

Kuinka kaunis tämä maailma onkaan!

HYVÄSTI!!!

Kotitehtävien vastaukset:

1) 2 metrin tähti on 2,5123 kertaa kirkkaampi kuin 5 metrin tähti.

2) Tähdistö on ehdollisesti määritelty taivaan osa, jonka sisällä on eri etäisyyksillä meistä sijaitsevia valaisimia. Siksi ilmaus "lentää tähtikuvioon" on merkityksetön.