(एम द्वारा निरूपित - अंग्रेजी से। आकार) - एक सांसारिक पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण से एक खगोलीय पिंड की चमक (इससे आने वाले प्रकाश की मात्रा) की विशेषता वाली एक आयामहीन मात्रा। कोई वस्तु जितनी चमकीली होगी, उसका स्पष्ट परिमाण उतना ही छोटा होगा।
नाम में "स्पष्ट" शब्द का अर्थ केवल यह है कि परिमाण पृथ्वी से देखा जाता है, और इसे पूर्ण परिमाण से अलग करने के लिए उपयोग किया जाता है। यह नाम न केवल दृश्य प्रकाश को संदर्भित करता है। वह मात्रा जो मानव आँख (या समान वर्णक्रमीय संवेदनशीलता वाले अन्य रिसीवर) द्वारा ग्रहण की जाती है, कहलाती है तस्वीर।
परिमाण को एक छोटे अक्षर m द्वारा एक संख्यात्मक मान के लिए एक सुपरस्क्रिप्ट के रूप में दर्शाया जाता है। उदाहरण के लिए, 2 मीटर का अर्थ है दूसरा परिमाण।
कहानी
परिमाण की अवधारणा प्राचीन यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्कस द्वारा दूसरी शताब्दी ईसा पूर्व में पेश की गई थी। उन्होंने नग्न आंखों के लिए सुलभ सभी सितारों को छह परिमाणों में वितरित किया: उन्होंने पहले परिमाण के उज्ज्वल सितारों को बुलाया, नयत्मनीश - छठा। मध्यवर्ती परिमाण के लिए, यह माना जाता था कि, मान लीजिए, तीसरे परिमाण के तारे, दूसरे परिमाण के तारों की तरह मंद होते हैं, क्योंकि वे चौथे के सितारों की तुलना में अधिक चमकीले होते हैं। प्रतिभा मापने की इस पद्धति ने क्लॉडियस टॉलेमी के स्टार कैटलॉग अल्मागेस्ट की बदौलत लोकप्रियता हासिल की।
19वीं शताब्दी के मध्य तक इस तरह के वर्गीकरण पैमाने का लगभग अपरिवर्तित उपयोग किया गया था। सबसे पहले जिसने तारकीय परिमाण को गुणात्मक विशेषता के बजाय मात्रात्मक के रूप में माना वह फ्रेडरिक अर्गेलैंडर था। यह वह था जिसने तारकीय परिमाण के दशमलव अंशों को आत्मविश्वास से लागू करना शुरू किया।
1856 नॉर्मन पोगसन ने परिमाण पैमाने को औपचारिक रूप दिया, यह स्थापित करते हुए कि पहला परिमाण तारा छठे परिमाण के तारे की तुलना में ठीक 100 गुना अधिक चमकीला है। चूंकि, वेबर-फेचनर कानून के अनुसार, रोशनी में परिवर्तन उतनी ही बारएक बदलाव के रूप में आंख से माना जाता है उसी राशि सेतो एक परिमाण का अंतर ≈ 2.512 के कारक द्वारा प्रकाश की तीव्रता में परिवर्तन से मेल खाता है। यह एक अपरिमेय संख्या है जिसे कहा जाता है पोगसन संख्या।
तो, तारकीय परिमाण का पैमाना लघुगणक है: दो वस्तुओं के तारकीय परिमाण में अंतर समीकरण द्वारा निर्धारित किया जाता है:
, , वस्तुओं के तारकीय परिमाण हैं, , उनके द्वारा बनाई गई रोशनी हैं।यह सूत्र केवल तारकीय परिमाण में अंतर को निर्धारित करना संभव बनाता है, लेकिन स्वयं परिमाण नहीं। इसकी मदद से एक निरपेक्ष पैमाने का निर्माण करने के लिए, एक शून्य बिंदु - रोशनी सेट करना आवश्यक है, जो शून्य परिमाण (0 मीटर) से मेल खाती है। सबसे पहले, पोगसन ने उत्तर सितारा को एक मानक के रूप में इस्तेमाल किया, यह मानते हुए कि इसकी दूसरी परिमाण है। यह स्पष्ट हो जाने के बाद कि पोलारिस एक परिवर्तनशील तारा था, पैमाने को वेगा (जिसे एक शून्य मान दिया गया था) से बंधा होना शुरू हुआ, और फिर (जब वेगा को भी परिवर्तनशीलता का संदेह था) पैमाने के शून्य बिंदु को मदद से फिर से परिभाषित किया गया कई अन्य सितारों की। हालांकि, दृश्य टिप्पणियों के लिए, वेगा आगे भी शून्य परिमाण के मानक के रूप में काम कर सकता है, क्योंकि दृश्य प्रकाश में इसकी परिमाण 0.03 मीटर है, जो शून्य से अलग नहीं है।
आधुनिक परिमाण पैमाना छह परिमाण या केवल दृश्य प्रकाश तक सीमित नहीं है। अत्यधिक चमकीली वस्तुओं का परिमाण ऋणात्मक होता है। उदाहरण के लिए, रात के आकाश में सबसे चमकीले तारे सीरियस का स्पष्ट परिमाण -1.47m है। आधुनिक तकनीक भी चंद्रमा और सूर्य की चमक को मापना संभव बनाती है: पूर्ण चंद्रमा की स्पष्ट परिमाण -12.6 मीटर और सूर्य -26.8 मीटर है। हबल ऑर्बिटल टेलीस्कोप दृश्यमान सीमा में 31.5 मीटर तक के तारों का निरीक्षण कर सकता है।
वर्णक्रमीय निर्भरता
तारकीय परिमाण वर्णक्रमीय श्रेणी पर निर्भर करता है जिसमें अवलोकन किया जाता है, क्योंकि विभिन्न श्रेणियों में किसी भी वस्तु से चमकदार प्रवाह अलग होता है।
- बोलोमेट्रिक परिमाणवस्तु की कुल विकिरण शक्ति, यानी सभी वर्णक्रमीय श्रेणियों में कुल प्रवाह को दर्शाता है। बोलोमीटर मापा जाता है।
सबसे आम फोटोमेट्रिक सिस्टम, यूबीवी सिस्टम में 3 बैंड होते हैं (स्पेक्ट्रल रेंज जिसमें माप किए जाते हैं)। तदनुसार, वहाँ हैं:
- पराबैंगनी परिमाण (यू)- पराबैंगनी रेंज में निर्धारित;
- "नीला" परिमाण (बी) - नीले रंग की सीमा में निर्धारित होता है;
- दृश्य परिमाण (वी)- दृश्य सीमा में निर्धारित होता है; मानव दृष्टि से बेहतर मिलान के लिए वर्णक्रमीय प्रतिक्रिया वक्र को चुना जाता है। आंख लगभग 555 एनएम की तरंग दैर्ध्य के साथ पीले-हरे रंग के प्रकाश के प्रति सबसे अधिक संवेदनशील होती है।
अलग-अलग बैंड में एक ही वस्तु के परिमाण के बीच का अंतर (यू-बी या बी-वी) उसके रंग को दर्शाता है और इसे रंग सूचकांक कहा जाता है। रंग सूचकांक जितना अधिक होगा, वस्तु उतनी ही लाल होगी।
अन्य फोटोमेट्रिक सिस्टम हैं, जिनमें से प्रत्येक में अलग-अलग बैंड हैं और तदनुसार, विभिन्न मात्राओं को मापा जा सकता है। उदाहरण के लिए, पुरानी फोटोग्राफिक प्रणाली में, निम्नलिखित मात्राओं का उपयोग किया जाता था:
- फोटोविजुअल परिमाण (एम पीवी)- एक नारंगी प्रकाश फिल्टर के साथ एक फोटोग्राफिक प्लेट पर किसी वस्तु की छवि को काला करने का एक उपाय;
- फोटोग्राफिक परिमाण (एम स्नातकोत्तर)- एक पारंपरिक फोटोग्राफिक प्लेट पर मापा जाता है, जो स्पेक्ट्रम की नीली और पराबैंगनी श्रेणियों के प्रति संवेदनशील होती है।
कुछ वस्तुओं के स्पष्ट तारकीय परिमाण
| एक वस्तु | एम |
|---|---|
| रवि | -26,73 |
| पूर्णचंद्र | -12,92 |
| इरिडियम भड़कना (अधिकतम) | -9,50 |
| शुक्र (अधिकतम) | -4,89 |
| शुक्र (न्यूनतम) | -3,50 |
| बृहस्पति (अधिकतम) | -2,94 |
| मंगल (अधिकतम) | -2,91 |
| बुध (अधिकतम) | -2,45 |
| बृहस्पति (न्यूनतम) | -1,61 |
| सीरियस (आकाश का सबसे चमकीला तारा) | -1,47 |
| कैनोपस (आकाश का दूसरा सबसे चमकीला तारा) | -0,72 |
| शनि (अधिकतम) | -0,49 |
| अल्फा सेंटौरी संचयी चमक ए, बी | -0,27 |
| आर्कटुरस (आकाश का तीसरा सबसे चमकीला तारा) | 0,05 |
| अल्फा सेंटॉरी ए (आकाश में चौथा सबसे चमकीला तारा) | -0,01 |
| वेगा (आकाश का पांचवां सबसे चमकीला तारा) | 0,03 |
| शनि (न्यूनतम) | 1,47 |
| मंगल (न्यूनतम) | 1,84 |
| एसएन 1987ए - सुपरनोवा 1987 लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में | 3,03 |
| एंड्रोमेडा की नीहारिका | 3,44 |
| महानगरीय क्षेत्रों में दिखाई दे रहे धुंधले तारे | 3 … + 4 |
| गैनीमेड बृहस्पति का चंद्रमा है, जो सौरमंडल का सबसे बड़ा चंद्रमा है (अधिकतम) | 4,38 |
| 4 वेस्ता (उज्ज्वल क्षुद्रग्रह), अधिकतम पर | 5,14 |
| यूरेनस (अधिकतम) | 5,32 |
| त्रिकोणीय आकाशगंगा (M33), स्पष्ट आकाश में नग्न आंखों को दिखाई देती है | 5,72 |
| पारा (न्यूनतम) | 5,75 |
| यूरेनस (न्यूनतम) | 5,95 |
| ग्रामीण इलाकों में नंगी आंखों से दिखाई देने वाले नयमनिषी सितारे | 6,50 |
| सेरेस (अधिकतम) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), पूर्ण आकाश के नीचे नग्न आंखों को दिखाई देता है | 6,90 |
| एक आदर्श आकाश में नग्न आंखों को दिखाई देने वाले दुःस्वप्न सितारे (मौना के वेधशाला, अटाकामा रेगिस्तान) | 7,72 |
| नेपच्यून (अधिकतम) | 7,78 |
| नेपच्यून (न्यूनतम) | 8,01 |
| टाइटन शनि का चंद्रमा है, सौरमंडल का दूसरा सबसे बड़ा चंद्रमा (अधिकतम) | 8,10 |
| प्रॉक्सिमा सेंटॉरी | 11,10 |
| सबसे चमकीला क्वासारी | 12,60 |
| प्लूटो (अधिकतम) | 13,65 |
| विपक्ष में माकेमेक | 16,80 |
| विपक्ष में हौमिया | 17,27 |
| विपक्ष में एरिस | 18,70 |
| 30 मिनट के एक्सपोज़र के साथ 24" सीसीडी छवि में देखे गए बेहोश तारे | 22 |
| 8-मीटर ग्राउंड-बेस्ड टेलिस्कोप पर उपलब्ध सबसे छोटी वस्तु | 27 |
| हबल स्पेस टेलीस्कोप पर उपलब्ध सबसे छोटी वस्तु | 31,5 |
| सबसे छोटी वस्तु जो 42 मीटर जमीन पर आधारित दूरबीन पर उपलब्ध होगी | 36 |
| सबसे छोटी वस्तु जो OWL ऑर्बिटिंग टेलीस्कोप पर उपलब्ध होगी (लॉन्च 2020 के लिए निर्धारित है) | 38 |
इनमें से प्रत्येक तारे का एक निश्चित परिमाण होता है जो आपको उन्हें देखने की अनुमति देता है।
परिमाण एक संख्यात्मक आयाम रहित मात्रा है जो स्पष्ट क्षेत्र के संबंध में किसी तारे या अन्य ब्रह्मांडीय पिंड की चमक को दर्शाता है। दूसरे शब्दों में, यह मान प्रेक्षक द्वारा शरीर द्वारा पंजीकृत विद्युत चुम्बकीय तरंगों की संख्या को दर्शाता है। इसलिए, यह मान प्रेक्षित वस्तु की विशेषताओं और प्रेक्षक से उससे दूरी पर निर्भर करता है। यह शब्द विद्युत चुम्बकीय विकिरण के केवल दृश्यमान, अवरक्त और पराबैंगनी स्पेक्ट्रा को कवर करता है।
प्रकाश के बिंदु स्रोतों के संबंध में, "प्रतिभा" शब्द का भी उपयोग किया जाता है, और विस्तारित लोगों के लिए - "चमक"।
एक प्राचीन यूनानी विद्वान जो दूसरी शताब्दी ईसा पूर्व में तुर्की में रहता था। ई।, पुरातनता के सबसे प्रभावशाली खगोलविदों में से एक माना जाता है। उन्होंने एक हज़ार से अधिक स्वर्गीय निकायों के स्थान का वर्णन करते हुए, यूरोप में पहला, एक वॉल्यूमेट्रिक संकलित किया। हिप्पार्कस ने भी इस तरह की विशेषता को परिमाण के रूप में पेश किया। तारों को नग्न आंखों से देखते हुए, खगोलविद ने उन्हें चमक से छह परिमाणों में विभाजित करने का निर्णय लिया, जहां पहला परिमाण सबसे चमकीला वस्तु है, और छठा सबसे मंद है।
19वीं शताब्दी में, ब्रिटिश खगोलशास्त्री नॉर्मन पोगसन ने तारकीय परिमाण को मापने के पैमाने में सुधार किया। उन्होंने इसके मूल्यों की सीमा का विस्तार किया और एक लघुगणकीय निर्भरता की शुरुआत की। यानी परिमाण में एक की वृद्धि के साथ, वस्तु की चमक 2.512 के कारक से कम हो जाती है। फिर 1 परिमाण (1 मीटर) का एक तारा छठे परिमाण (6 मीटर) के तारे की तुलना में सौ गुना अधिक चमकीला होता है।
परिमाण मानक
शून्य परिमाण वाले खगोलीय पिंड के मानक को शुरू में सबसे चमकीले बिंदु की चमक के रूप में लिया गया था। कुछ समय बाद, शून्य परिमाण की वस्तु की एक अधिक सटीक परिभाषा प्रस्तुत की गई - इसकी रोशनी 2.54 10 −6 लक्स होनी चाहिए, और दृश्यमान सीमा में चमकदार प्रवाह 10 6 क्वांटा / (cm² s) है।
स्पष्ट परिमाण
ऊपर वर्णित विशेषता, जिसे निकिया के हिप्पर्चस द्वारा पहचाना गया था, बाद में "दृश्यमान" या "दृश्य" के रूप में जाना जाने लगा। इसका मतलब यह है कि इसे मानव आंखों की मदद से दृश्यमान सीमा में देखा जा सकता है, और विभिन्न उपकरणों जैसे कि एक दूरबीन, जिसमें पराबैंगनी और अवरक्त रेंज शामिल हैं, का उपयोग किया जा सकता है। नक्षत्र का परिमाण 2 मीटर है। हालाँकि, हम जानते हैं कि शून्य परिमाण (0 मीटर) वाला वेगा आकाश का सबसे चमकीला तारा नहीं है (चमक में पाँचवाँ, CIS के क्षेत्र के पर्यवेक्षकों के लिए तीसरा)। इसलिए, चमकीले तारों का परिमाण ऋणात्मक हो सकता है, उदाहरण के लिए, (-1.5 m)। आज यह भी ज्ञात है कि स्वर्गीय पिंडों में न केवल तारे हो सकते हैं, बल्कि ऐसे पिंड भी हो सकते हैं जो तारों के प्रकाश को दर्शाते हैं - ग्रह, धूमकेतु या क्षुद्रग्रह। कुल परिमाण -12.7 मीटर है।
पूर्ण परिमाण और चमक
ब्रह्मांडीय पिंडों की वास्तविक चमक की तुलना करने में सक्षम होने के लिए, निरपेक्ष परिमाण जैसी विशेषता विकसित की गई थी। इसके अनुसार, वस्तु के स्पष्ट तारकीय परिमाण के मूल्य की गणना की जाती है यदि यह वस्तु पृथ्वी से 10 (32.62) स्थित थी। इस मामले में, विभिन्न सितारों की तुलना करते समय पर्यवेक्षक से दूरी पर कोई निर्भरता नहीं होती है।
अंतरिक्ष की वस्तुओं के लिए निरपेक्ष परिमाण शरीर से प्रेक्षक के लिए एक अलग दूरी का उपयोग करता है। अर्थात्, 1 खगोलीय इकाई, जबकि सिद्धांत रूप में, पर्यवेक्षक सूर्य के केंद्र में होना चाहिए।
खगोल विज्ञान में एक अधिक आधुनिक और उपयोगी मात्रा "चमक" बन गई है। यह विशेषता उस कुल को निर्धारित करती है जो ब्रह्मांडीय पिंड एक निश्चित अवधि में विकिरण करता है। इसकी गणना के लिए, निरपेक्ष तारकीय परिमाण का उपयोग किया जाता है।
वर्णक्रमीय निर्भरता
जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, परिमाण को विभिन्न प्रकार के विद्युत चुम्बकीय विकिरण के लिए मापा जा सकता है, और इसलिए स्पेक्ट्रम की प्रत्येक श्रेणी के लिए अलग-अलग मान होते हैं। किसी भी अंतरिक्ष वस्तु की तस्वीर प्राप्त करने के लिए, खगोलविद उपयोग कर सकते हैं, जो दृश्य प्रकाश के उच्च-आवृत्ति वाले हिस्से के प्रति अधिक संवेदनशील होते हैं, और छवि में तारे नीले रंग के हो जाते हैं। इस तरह के तारकीय परिमाण को "फोटोग्राफिक", एम पीवी कहा जाता है। दृश्य ("फोटोविज़ुअल", एम पी) के करीब एक मूल्य प्राप्त करने के लिए, फोटोग्राफिक प्लेट को एक विशेष ऑर्थोक्रोमैटिक इमल्शन के साथ कवर किया जाता है और एक पीले प्रकाश फिल्टर का उपयोग किया जाता है।
वैज्ञानिकों ने श्रेणियों की तथाकथित फोटोमेट्रिक प्रणाली को संकलित किया है, जिसकी बदौलत ब्रह्मांडीय पिंडों की मुख्य विशेषताओं को निर्धारित करना संभव है, जैसे: सतह का तापमान, प्रकाश परावर्तन की डिग्री (अल्बेडो, सितारों के लिए नहीं), प्रकाश अवशोषण की डिग्री, और दूसरे। ऐसा करने के लिए, प्रकाश विद्युत चुम्बकीय विकिरण के विभिन्न स्पेक्ट्रा और परिणामों की बाद की तुलना में फोटो खिंचवाता है। फोटोग्राफी के लिए निम्नलिखित फिल्टर सबसे लोकप्रिय हैं: पराबैंगनी, नीला (फोटोग्राफिक परिमाण) और पीला (फोटोविजुअल रेंज के करीब)।
विद्युत चुम्बकीय तरंगों की सभी श्रेणियों की कैप्चर की गई ऊर्जाओं वाला एक फोटोग्राफ तथाकथित बोलोमेट्रिक परिमाण (एम बी) निर्धारित करता है। इसकी मदद से, दूरी और इंटरस्टेलर विलुप्त होने की डिग्री जानने के बाद, खगोलविद एक ब्रह्मांडीय पिंड की चमक की गणना करते हैं।
कुछ वस्तुओं के स्टार परिमाण
- सूर्य = -26.7 वर्ग मीटर
- पूर्णिमा = -12.7 वर्ग मीटर
- फ्लैश इरिडियम = -9.5 मीटर। इरिडियम 66 उपग्रहों की एक प्रणाली है जो पृथ्वी की परिक्रमा करती है और आवाज और अन्य डेटा संचारित करने का काम करती है। समय-समय पर, तीन मुख्य वाहनों में से प्रत्येक की सतह सूर्य के प्रकाश को पृथ्वी की ओर परावर्तित करती है, जिससे आकाश में 10 सेकंड तक के लिए सबसे चमकदार चिकनी चमक पैदा होती है।
ब्रह्मांड में तारे सबसे सामान्य प्रकार के खगोलीय पिंड हैं। 6वें परिमाण तक लगभग 6000 तारे हैं, 11वें परिमाण तक लगभग दस लाख, और 21वीं परिमाण तक पूरे आकाश में उनमें से लगभग 2 अरब हैं।
वे सभी, सूर्य की तरह, गर्म स्व-चमकदार गैस के गोले हैं, जिनकी गहराई में विशाल ऊर्जा निकलती है। हालांकि, सबसे शक्तिशाली दूरबीनों में भी तारे चमकदार बिंदुओं के रूप में दिखाई देते हैं, क्योंकि वे हमसे बहुत दूर हैं।
1. वार्षिक लंबन और सितारों से दूरी
तारों के लंबन विस्थापन को मापने और उनसे दूरी निर्धारित करने के लिए आधार के रूप में काम करने के लिए पृथ्वी की त्रिज्या बहुत छोटी हो जाती है। कॉपरनिकस के समय में भी, यह स्पष्ट था कि यदि पृथ्वी वास्तव में सूर्य के चारों ओर घूमती है, तो आकाश में तारों की स्पष्ट स्थिति बदलनी चाहिए। छह महीनों में पृथ्वी अपनी कक्षा के व्यास के अनुसार गति करती है। इस कक्षा के विपरीत बिंदुओं से तारे की दिशा अलग-अलग होनी चाहिए। दूसरे शब्दों में, सितारों में एक ध्यान देने योग्य वार्षिक लंबन (चित्र। 72) होना चाहिए।
एक तारे का वार्षिक लंबन वह कोण है जिस पर एक तारे से पृथ्वी की कक्षा के अर्ध-प्रमुख अक्ष (1 एयू के बराबर) को देखा जा सकता है यदि यह दृष्टि की रेखा के लंबवत है।
तारे से D की दूरी जितनी अधिक होगी, उसका लंबन उतना ही छोटा होगा। वर्ष के दौरान आकाश में तारे की स्थिति का लंबन परिवर्तन एक छोटे दीर्घवृत्त या वृत्त के साथ होता है यदि तारा अण्डाकार ध्रुव पर है (चित्र 72 देखें)।
कॉपरनिकस ने तारों के लंबन का पता लगाने की कोशिश की लेकिन असफल रहा। उन्होंने सही ढंग से दावा किया कि तारे पृथ्वी से बहुत दूर थे ताकि मौजूदा उपकरण अपने लंबन विस्थापन का पता लगा सकें।
स्टार वेगा के वार्षिक लंबन का पहला विश्वसनीय माप 1837 में रूसी शिक्षाविद वी। या। स्ट्रुवे द्वारा किया गया था। अन्य देशों में उसके साथ लगभग एक साथ, दो और सितारों के लंबन निर्धारित किए गए, जिनमें से एक α सेंटौरी था। यह तारा, जो यूएसएसआर में दिखाई नहीं देता है, हमारे सबसे निकट निकला, इसका वार्षिक लंबन ρ = 0.75" है। इस कोण पर, 1 मिमी मोटा तार 280 मीटर की दूरी से नग्न आंखों को दिखाई देता है। छोटे कोणीय विस्थापन।
तारे से दूरी 
जहाँ a पृथ्वी की कक्षा का अर्ध-प्रमुख अक्ष है। छोटे कोणों पर 
यदि p को आर्कसेकंड में व्यक्त किया जाता है। फिर, a = 1 a लेते हुए। ई।, हमें मिलता है:
निकटतम तारे से दूरी α सेंटौरी डी \u003d 206 265 ": 0.75" \u003d 270,000 ए। इ। प्रकाश इस दूरी को 4 साल में तय करता है, जबकि यह सूर्य से पृथ्वी तक केवल 8 मिनट और चंद्रमा से लगभग 1 सेकंड लेता है।
प्रकाश वर्ष में जितनी दूरी तय करता है उसे प्रकाश वर्ष कहते हैं।. इस इकाई का उपयोग पारसेक (पीसी) के साथ दूरी मापने के लिए किया जाता है।
एक पारसेक वह दूरी है जिससे पृथ्वी की कक्षा की अर्ध-प्रमुख धुरी, दृष्टि की रेखा के लंबवत, 1 के कोण पर दिखाई देती है।
पारसेक में दूरी वार्षिक लंबन के व्युत्क्रम के बराबर होती है, जिसे आर्कसेकंड में व्यक्त किया जाता है।उदाहरण के लिए, स्टार α सेंटौरी की दूरी 0.75" (3/4"), या 4/3 पीसी है।
1 पारसेक = 3.26 प्रकाश वर्ष = 206,265 एयू ई. = 3 * 10 13 किमी।
वर्तमान में, वार्षिक लंबन की माप सितारों की दूरी निर्धारित करने की मुख्य विधि है। बहुत से तारों के लिए लंबन को पहले ही मापा जा चुका है।
वार्षिक लंबन को मापकर, कोई भी 100 पीसी, या 300 प्रकाश वर्ष से अधिक की दूरी पर स्थित सितारों की दूरी को मज़बूती से निर्धारित कर सकता है।
o दूर के तारों से अधिक के वार्षिक लंबन को सटीक रूप से मापना क्यों संभव नहीं है?
अधिक दूर के तारों की दूरी वर्तमान में अन्य विधियों द्वारा निर्धारित की जाती है (देखें 25.1)।
2. स्पष्ट और निरपेक्ष परिमाण
तारों की चमक। खगोलविदों द्वारा तारों से दूरियों को निर्धारित करने में सक्षम होने के बाद, यह पाया गया कि तारे स्पष्ट चमक में भिन्न होते हैं, न केवल उनकी दूरी में अंतर के कारण, बल्कि उनके अंतर के कारण भी। चमक.
एक तारे L की चमक सूर्य द्वारा प्रकाश के उत्सर्जन की शक्ति की तुलना में प्रकाश ऊर्जा के उत्सर्जन की शक्ति है।
यदि दो तारों की चमक समान है, तो जो तारा हमसे सबसे दूर है, उसकी स्पष्ट चमक कम है। तारों की चमक से तुलना तभी संभव है जब उनकी स्पष्ट चमक (परिमाण) की गणना समान मानक दूरी के लिए की जाए। खगोल विज्ञान में इतनी दूरी 10 पीसी मानी जाती है।
स्पष्ट तारकीय परिमाण जो एक तारे के पास होता यदि वह हमसे एक मानक दूरी D 0 \u003d 10 pc पर होता, तो उसे निरपेक्ष परिमाण M कहा जाता।
आइए हम किसी ज्ञात दूरी D (या इसके लंबन p) पर किसी तारे के स्पष्ट और निरपेक्ष तारकीय परिमाण के मात्रात्मक अनुपात पर विचार करें। पहले याद करें कि 5 परिमाण का अंतर ठीक 100 गुना के चमक अंतर से मेल खाता है। नतीजतन, दो स्रोतों के स्पष्ट तारकीय परिमाण में अंतर एक के बराबर होता है, जब उनमें से एक दूसरे की तुलना में बिल्कुल एक बार उज्जवल होता है (यह मान लगभग 2.512 के बराबर होता है)। स्रोत जितना उज्जवल होगा, उसका स्पष्ट परिमाण उतना ही छोटा माना जाएगा। सामान्य स्थिति में, किन्हीं दो तारों I 1:I 2 की स्पष्ट चमक का अनुपात एक साधारण संबंध द्वारा उनके स्पष्ट परिमाण m 1 और m 2 में अंतर से संबंधित है:
मान लें कि दूरी D पर स्थित एक तारे का स्पष्ट परिमाण m है। यदि इसे D 0 = 10 pc दूरी से देखा जाता है, तो इसका स्पष्ट परिमाण m 0 परिभाषा के अनुसार निरपेक्ष परिमाण M के बराबर होगा। तब इसकी स्पष्ट चमक बदल जाएगी द्वारा
इसी समय, यह ज्ञात है कि किसी तारे की स्पष्ट चमक उसकी दूरी के वर्ग के साथ व्युत्क्रमानुपाती होती है। इसीलिए
(2)
फलस्वरूप,
(3)
इस व्यंजक का लघुगणक लेते हुए, हम पाते हैं:
(4)
जहाँ p को आर्कसेकंड में व्यक्त किया जाता है।
ये सूत्र ज्ञात . से निरपेक्ष परिमाण M देते हैं स्पष्ट परिमाणमी स्टार डी से वास्तविक दूरी पर। 10 पीसी की दूरी से, हमारा सूर्य लगभग 5 वें स्पष्ट परिमाण के एक तारे की तरह दिखाई देगा, अर्थात सूर्य एम ≈5 के लिए।
किसी तारे के निरपेक्ष परिमाण M को जानकर, उसकी चमक L की गणना करना आसान है। सूर्य L = 1 की चमक को लेते हुए, चमक की परिभाषा के अनुसार, हम लिख सकते हैं कि
विभिन्न इकाइयों में M और L के मान तारे की विकिरण शक्ति को व्यक्त करते हैं।
सितारों के अध्ययन से पता चलता है कि वे दसियों अरबों बार चमक में भिन्न हो सकते हैं। तारकीय परिमाण में, यह अंतर 26 इकाइयों तक पहुँच जाता है।
सम्पूर्ण मूल्यबहुत अधिक चमक वाले तारे ऋणात्मक होते हैं और M = -9 तक पहुँच जाते हैं। ऐसे तारों को जाइंट और सुपरजाइंट्स कहा जाता है। स्टार एस डोरैडस का विकिरण हमारे सूर्य के विकिरण से 500,000 गुना अधिक शक्तिशाली है, इसकी चमक एल = 500,000 है, एम = +17 (एल = 0.000013) वाले बौनों में सबसे कम विकिरण शक्ति है।
तारों की चमक में महत्वपूर्ण अंतर के कारणों को समझने के लिए, उनकी अन्य विशेषताओं पर विचार करना आवश्यक है, जिन्हें विकिरण विश्लेषण के आधार पर निर्धारित किया जा सकता है।
3. तारों का रंग, स्पेक्ट्रम और तापमान
अपने प्रेक्षणों के दौरान, आपने देखा कि तारों का रंग अलग होता है, जो उनमें से सबसे चमकीले तारों में स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। तारों सहित किसी गर्म पिंड का रंग उसके तापमान पर निर्भर करता है। यह तारों के तापमान को उनके निरंतर स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण से निर्धारित करना संभव बनाता है।
तारों का रंग और स्पेक्ट्रम उनके तापमान से संबंधित होता है। अपेक्षाकृत ठंडे तारों में, स्पेक्ट्रम के लाल क्षेत्र में विकिरण प्रबल होता है, यही कारण है कि उनका रंग लाल होता है। लाल तारों का तापमान कम होता है। लाल से नारंगी, फिर पीले, पीले, सफेद और नीले रंग में जाने पर यह क्रमिक रूप से उगता है। तारों का स्पेक्ट्रा अत्यंत विविध है। वे कक्षाओं में विभाजित हैं, जो लैटिन अक्षरों और संख्याओं द्वारा दर्शाए गए हैं (फ्लाईलीफ देखें)। कक्षा M . के ठंडे लाल तारों के स्पेक्ट्रम मेंलगभग 3000 K के तापमान के साथ, सबसे सरल डायटोमिक अणुओं के अवशोषण बैंड, अक्सर टाइटेनियम ऑक्साइड दिखाई देते हैं। अन्य लाल तारों के स्पेक्ट्रा में कार्बन या ज़िरकोनियम के ऑक्साइड का प्रभुत्व होता है। प्रथम परिमाण वर्ग M के लाल तारे - Antares, बेटेल्गेयूज़.
पीले जी सितारों के स्पेक्ट्रा में, जिसमें सूर्य शामिल है (सतह पर 6000 K के तापमान के साथ), धातुओं की पतली रेखाएँ प्रबल होती हैं: लोहा, कैल्शियम, सोडियम, आदि। स्पेक्ट्रम, रंग और तापमान के मामले में सूर्य जैसा एक तारा चमकीला चैपल है नक्षत्र औरिगा।
श्वेत वर्ग A के तारों के स्पेक्ट्रा मेंसीरियस, वेगा और डेनेब की तरह, हाइड्रोजन लाइनें सबसे मजबूत हैं। आयनित धातुओं की कई कमजोर रेखाएँ होती हैं। ऐसे तारों का तापमान लगभग 10,000 K होता है।
सबसे गर्म, नीले सितारों के स्पेक्ट्रा मेंलगभग 30,000 K के तापमान के साथ, तटस्थ और आयनित हीलियम की रेखाएँ दिखाई देती हैं।
अधिकांश तारों का तापमान 3,000 से 30,000 K के बीच होता है। कुछ तारों का तापमान लगभग 100,000 K होता है।
इस प्रकार, तारों का स्पेक्ट्रा एक दूसरे से बहुत भिन्न होता है, और उनका उपयोग तारों के वायुमंडल की रासायनिक संरचना और तापमान को निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है। स्पेक्ट्रा के अध्ययन से पता चला कि सभी सितारों के वायुमंडल में हाइड्रोजन और हीलियम प्रमुख हैं।
तारकीय स्पेक्ट्रा में अंतर उनकी रासायनिक संरचना की विविधता से इतना नहीं समझाया जाता है जितना कि तारकीय वायुमंडल में तापमान और अन्य भौतिक स्थितियों में अंतर से। उच्च तापमान पर, अणु परमाणुओं में टूट जाते हैं। इससे भी अधिक तापमान पर, कम टिकाऊ परमाणु नष्ट हो जाते हैं, वे आयनों में बदल जाते हैं, इलेक्ट्रॉनों को खो देते हैं। कई रासायनिक तत्वों के आयनित परमाणु, जैसे तटस्थ परमाणु, कुछ तरंग दैर्ध्य की ऊर्जा का उत्सर्जन और अवशोषण करते हैं। एक ही रासायनिक तत्व के परमाणुओं और आयनों की अवशोषण रेखाओं की तीव्रता की तुलना करके, उनकी सापेक्ष संख्या सैद्धांतिक रूप से निर्धारित की जाती है। यह तापमान का एक कार्य है। तो, तारों के स्पेक्ट्रम की अंधेरी रेखाओं से, आप उनके वायुमंडल का तापमान निर्धारित कर सकते हैं।
एक ही तापमान और रंग के तारे, लेकिन अलग-अलग चमक, सामान्य रूप से एक ही स्पेक्ट्रा होते हैं, लेकिन कोई भी कुछ लाइनों की सापेक्ष तीव्रता में अंतर देख सकता है। यह इस तथ्य के कारण है कि एक ही तापमान पर उनके वायुमंडल में दबाव भिन्न होता है। उदाहरण के लिए, विशाल सितारों के वातावरण में दबाव कम होता है, वे दुर्लभ होते हैं। यदि यह निर्भरता रेखांकन द्वारा व्यक्त की जाती है, तो तारे का पूर्ण परिमाण रेखाओं की तीव्रता से ज्ञात किया जा सकता है, और फिर, सूत्र (4) का उपयोग करके, इसकी दूरी निर्धारित की जा सकती है।
समस्या समाधान उदाहरण
एक कार्य। तारे की चमक क्या है वृश्चिक, यदि इसका स्पष्ट परिमाण 3 है, और इसकी दूरी 7500 sv है। वर्षों?
व्यायाम 20
1. एल्डेबारन की तुलना में सीरियस कितनी बार चमकीला है? क्या सूर्य सीरियस से अधिक चमकीला है?
2. एक तारा दूसरे से 16 गुना अधिक चमकीला है। उनके परिमाण में क्या अंतर है?
3. वेगा का लंबन 0.11" है। इससे प्रकाश को पृथ्वी तक पहुंचने में कितना समय लगता है?
4. वेगा के दोगुने करीब होने के लिए 30 किमी / सेकंड की गति से लायरा नक्षत्र की ओर उड़ान भरने में कितने साल लगेंगे?
5. सीरियस की तुलना में 3.4 परिमाण का तारा कितनी बार धुंधला है, जिसका स्पष्ट परिमाण -1.6 है? इन तारों के निरपेक्ष परिमाण क्या हैं यदि दोनों की दूरी 3 पीसी है?
6. परिशिष्ट IV में प्रत्येक तारे के वर्णक्रमीय प्रकार के अनुसार उनके रंग का नाम बताइए।
(विकिपीडिया से)परिमाण - आकाश में किसी वस्तु की एक संख्यात्मक विशेषता, सबसे अधिक बार एक तारा, यह दर्शाता है कि उस बिंदु से कितना प्रकाश आता है जहां पर्यवेक्षक स्थित है।
दृश्यमान (दृश्यमान)
स्पष्ट तारकीय परिमाण की आधुनिक अवधारणा इस तरह से बनाई गई है कि यह दूसरी शताब्दी ईसा पूर्व में प्राचीन यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्कस द्वारा सितारों के लिए जिम्मेदार परिमाण से मेल खाती है। इ। हिप्पार्कस ने सभी तारों को छह परिमाणों में विभाजित किया। उन्होंने पहले परिमाण के सबसे चमकीले तारे, सबसे मंद - छठे परिमाण के तारे कहे। मध्यवर्ती मूल्यों को उन्होंने शेष सितारों के बीच समान रूप से वितरित किया।
स्पष्ट तारकीय परिमाण न केवल इस बात पर निर्भर करता है कि कोई वस्तु कितना प्रकाश उत्सर्जित करती है, बल्कि यह भी कि वह पर्यवेक्षक से कितनी दूर है। स्पष्ट तारकीय परिमाण को माप की इकाई माना जाता है चमकतारे, और जितनी बड़ी चमक, उतनी ही छोटी परिमाण, और इसके विपरीत।
1856 में, एन. पोगसन ने परिमाण पैमाने को औपचारिक रूप देने का प्रस्ताव रखा। स्पष्ट तारकीय परिमाण सूत्र द्वारा निर्धारित किया जाता है:
कहाँ पे मैं- वस्तु से चमकदार प्रवाह, सी- लगातार।
चूँकि यह पैमाना सापेक्ष है, इसका शून्य बिंदु (0 m ) ऐसे तारे की चमक के रूप में परिभाषित किया गया है, जिसमें चमकदार प्रवाह 10³ क्वांटा / (cm² s Å) हरी रोशनी (UBV स्केल) या 10 6 क्वांटा / ( cm² ) s·Å) प्रकाश की संपूर्ण दृश्य सीमा में। पृथ्वी के वायुमंडल से 0 मीटर बाहर एक तारा 2.54 10 -6 लक्स की रोशनी पैदा करता है।
तारकीय परिमाण का पैमाना लघुगणक है, क्योंकि समान संख्या में चमक में परिवर्तन को समान माना जाता है (वेबर-फेचनर कानून)। इसके अलावा, चूंकि हिप्पार्कस ने फैसला किया कि विषयों का परिमाण कमएक सितारे की तुलना में उज्जवल, तो सूत्र में ऋण चिह्न होता है।
निम्नलिखित दो गुण व्यवहार में स्पष्ट तारकीय परिमाणों का उपयोग करने में मदद करते हैं:
- 100 के कारक द्वारा चमकदार प्रवाह में वृद्धि स्पष्ट तारकीय परिमाण में ठीक 5 इकाइयों की कमी के अनुरूप है।
- परिमाण में एक इकाई की कमी का अर्थ है चमकदार प्रवाह में 10 1 / 2.5 = 2.512 गुना वृद्धि।
आज, स्पष्ट तारकीय परिमाण का उपयोग न केवल सितारों के लिए, बल्कि अन्य वस्तुओं के लिए भी किया जाता है, उदाहरण के लिए, चंद्रमा और सूर्य और ग्रहों के लिए। क्योंकि वे सबसे चमकीले तारे की तुलना में अधिक चमकीले हो सकते हैं, उनके पास एक नकारात्मक स्पष्ट परिमाण हो सकता है।
स्पष्ट तारकीय परिमाण विकिरण रिसीवर (आंख, फोटोइलेक्ट्रिक डिटेक्टर, फोटोग्राफिक प्लेट, आदि) की वर्णक्रमीय संवेदनशीलता पर निर्भर करता है।
- तस्वीरआकार ( वीया एम वी ) मानव आंख (दृश्यमान प्रकाश) के संवेदनशीलता स्पेक्ट्रम द्वारा निर्धारित किया जाता है, जिसमें 555 एनएम की तरंग दैर्ध्य पर अधिकतम संवेदनशीलता होती है। या एक नारंगी फिल्टर के साथ फोटोग्राफिक रूप से।
- फोटोया "नीला" परिमाण ( बीया एम पी ) नीले और पराबैंगनी किरणों के प्रति संवेदनशील फोटोग्राफिक प्लेट पर एक तारे की छवि को फोटोमीटर करके या नीले फिल्टर के साथ एक सुरमा-सीज़ियम फोटोमल्टीप्लायर का उपयोग करके निर्धारित किया जाता है।
- पराबैंगनीआकार ( यू) लगभग 350 एनएम की तरंग दैर्ध्य पर पराबैंगनी में अधिकतम है।
विभिन्न श्रेणियों में एक वस्तु के परिमाण में अंतर यू-बीतथा बी-वीवस्तु के रंग के अभिन्न संकेतक हैं, वे जितने बड़े होते हैं, वस्तु उतनी ही अधिक लाल होती है।
- बोलोमेट्रिकपरिमाण तारे की कुल विकिरण शक्ति से मेल खाता है, अर्थात, संपूर्ण विकिरण स्पेक्ट्रम पर शक्ति का योग। इसे मापने के लिए, एक विशेष उपकरण का उपयोग किया जाता है - एक बोलोमीटर।
शुद्ध
निरपेक्ष परिमाण (एम ) को किसी वस्तु के स्पष्ट परिमाण के रूप में परिभाषित किया जाता है यदि वह प्रेक्षक से 10 पारसेक की दूरी पर स्थित हो। सूर्य का निरपेक्ष बॉयोमेट्रिक परिमाण +4.7 है। यदि स्पष्ट तारकीय परिमाण और वस्तु से दूरी ज्ञात हो, तो निरपेक्ष तारकीय परिमाण की गणना सूत्र का उपयोग करके की जा सकती है:
कहाँ पे डी 0
= 10 पीसी 32.616 प्रकाश वर्ष।
तदनुसार, यदि स्पष्ट और पूर्ण तारकीय परिमाण ज्ञात हैं, तो सूत्र का उपयोग करके दूरी की गणना की जा सकती है 
निरपेक्ष परिमाण निम्नलिखित संबंध से चमक से संबंधित है: 
जहां और सूर्य की चमक और पूर्ण परिमाण हैं।
कुछ वस्तुओं के स्टार परिमाण
| एक वस्तु | एम |
| रवि | −26,7 |
| पूर्णिमा पर चाँद | −12,7 |
| इरिडियम फट (अधिकतम) | −9,5 |
| सुपरनोवा 1054 (अधिकतम) | −6,0 |
| शुक्र (अधिकतम) | −4,4 |
| पृथ्वी (जैसा कि सूर्य से देखा जाता है) | −3,84 |
| मंगल (अधिकतम) | −3,0 |
| बृहस्पति (अधिकतम) | −2,8 |
| अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन (अधिकतम) | −2 |
| बुध (अधिकतम) | −1,9 |
| एंड्रोमेडा गैलेक्सी | +3,4 |
| प्रॉक्सिमा सेंटॉरी | +11,1 |
| सबसे चमकीला क्वासारी | +12,6 |
| नंगी आंखों से दिखाई देने वाले सबसे कमजोर तारे | +6 से +7 |
| 8-मीटर ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप द्वारा कैप्चर की गई सबसे कमजोर वस्तु | +27 |
| हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा ली गई सबसे कमजोर वस्तु | +30 |
| एक वस्तु | तारामंडल | एम |
| सीरियस | बड़ा कुत्ता | −1,47 |
| Canopus | उलटना | −0,72 |
| α सेंटौरी | सेंटौरस | −0,27 |
| आर्कटुरस | बूटेस | −0,04 |
| वेगा | वीणा | 0,03 |
| चैपल | औरिगा | +0,08 |
| रिगेल | ओरियन | +0,12 |
| प्रोसिओन | छोटा कुत्ता | +0,38 |
| एछेर्नार | इरिडानस | +0,46 |
| बेटेल्गेयूज़ | ओरियन | +0,50 |
| अल्टेयर | गरुड़ | +0,75 |
| एल्डेबारन | वृषभ | +0,85 |
| Antares | बिच्छू | +1,09 |
| पोलक्स | जुडवा | +1,15 |
| फ़ोमाल्हौट | दक्षिणी मछली | +1,16 |
| डेनेब | स्वैन | +1,25 |
| रेगुलस | एक शेर | +1,35 |
अलग-अलग दूरियों से सूरज
विषय पर समस्याओं का समाधान: "तारों की चमक और तारकीय परिमाण।"
# 1 एल्डेबारन की तुलना में सीरियस कितनी बार तेज है? क्या सूर्य सीरियस से अधिक चमकीला है?
https://pandia.ru/text/78/246/images/image002_37.gif" width="158" height="2 src=">
I1 / I2 - ? !!! एममैं –स्टार परिमाण।
I3 / I1 - ? द्वितीय- एक तारे की चमक, एक तारे की चमक।
क्रमांक 2 -1.6 परिमाण वाले सीरियस की तुलना में 3.4 परिमाण का एक तारा कितनी बार मंद होता है?
https://pandia.ru/text/78/246/images/image004_26.gif">M1=3, 4 I1/I2= 1/ 2.512 5 =1/100।
M2= - 1, 6 उत्तर: सीरियस इस तारे से 100 चमकीला है
अगली समस्या स्वयं हल करें।
नंबर 3 कितनी बार सीरियस (एम1 \u003d -1.6) पोलारिस
(एम2 = + 2, 1)?
परीक्षण कार्यों को पूरा करें।
हम आपकी सफलता की कामना करते हैं !!!
खगोल विज्ञान में परीक्षण कार्य। विषय: “खगोल विज्ञान का विषय और महत्व। तारों से आकाश। »
1. खगोल विज्ञान अध्ययन:
ए) स्वर्गीय कानून;
बी) तारे और अन्य खगोलीय पिंड;
ग) खगोलीय पिंडों की संरचना, गति और विकास के नियम।
2.भौतिकविदों ने दिया खगोल विज्ञान:
ए) अंतरिक्ष अन्वेषण के लिए उपकरण;
बी) समस्याओं की गणना और समाधान के लिए प्रपत्र;
ग) ब्रह्मांड के अध्ययन के तरीके।
3. खगोल विज्ञान जिसे आपको जानना आवश्यक है:
ए) सितारों द्वारा नेविगेट करने के लिए;
बी) एक वैज्ञानिक विश्वदृष्टि बनाने के लिए;
ग) क्योंकि यह जानना दिलचस्प है कि दुनिया कैसे काम करती है।
4. टेलिस्कोप लेंस की आवश्यकता होती है :
क) किसी खगोलीय पिंड से प्रकाश एकत्र करना और उसका प्रतिबिम्ब प्राप्त करना;
बी) एक खगोलीय वस्तु से प्रकाश एकत्र करें और देखने के कोण को बढ़ाएं जिसके तहत वस्तु दिखाई दे रही है;
ग) एक खगोलीय पिंड की एक विस्तृत छवि प्राप्त करें।
5. टेलिस्कोप ऐपिस की आवश्यकता होती है:
ए) एक खगोलीय पिंड की एक बढ़ी हुई छवि प्राप्त करें;
बी) एक लेंस की मदद से प्राप्त खगोलीय पिंड की छवि देखें;
ग) एक बड़े कोण पर देखने के लिए एक लेंस की मदद से प्राप्त एक खगोलीय पिंड की छवि।
6. एक एस्ट्रोग्राफ दृश्य के लिए डिज़ाइन किए गए टेलीस्कोप से अलग होता है अवलोकन:
ए) एक छोटी वृद्धि;
बी) एक बड़ी वृद्धि;
ग) एक ऐपिस की अनुपस्थिति।
7. क्या किसी लेंस के फोकस में उसके आवर्धन के साथ फोटो खींचने के उद्देश्य से एक एस्ट्रोग्राफ को चिह्नित करना संभव है?
क) हाँ, चूँकि ज्योतिष में एक लेंस होता है;
बी) नहीं, क्योंकि ज्योतिष में एक ऐपिस नहीं है;
ग) हाँ, चूँकि किसी भी दूरदर्शी की एक महत्वपूर्ण विशेषता उसका आवर्धन है।
8. अवलोकन करते समय, 500 से अधिक बार आवर्धन का उपयोग शायद ही कभी किया जाता है, क्योंकि:
ए) वातावरण के कारण छवियां विकृत हो जाती हैं;
बी) लेंस के कारण छवियां विकृत हो जाती हैं;
सी) कारकों का एक संयोजन ए) और बी)।
9. अपवर्तक प्रणाली और परावर्तक प्रणाली के बीच अंतर यह है कि:
ए) पहले के पास लेंस के खिलाफ एक ऐपिस है, और दूसरे की तरफ है;
बी) परावर्तक में लेंस-लेंस होता है, और अपवर्तक में दर्पण होता है;
ग) अपवर्तक में, लेंस एक लेंस है, और परावर्तक में, एक दर्पण है।
10. दूरस्थ वस्तुओं को अधिक विस्तार से देखने के लिए, आपको यह करना होगा:
ए) दूरबीन लेंस के व्यास में वृद्धि;
बी) दूरबीन के आवर्धन में वृद्धि;
ग) रेडियो रेंज में प्रेक्षणों का व्यापक उपयोग करना;
डी) कुल में ए) - सी);
ई) अंतरिक्ष में अनुसंधान उपकरणों को बढ़ाएं।
11. खगोल विज्ञान का उदय हुआ:
ए) जिज्ञासा से बाहर;
बी) क्षितिज के किनारों पर नेविगेट करने के लिए;
ग) लोगों और राष्ट्रों के भाग्य की भविष्यवाणी करने के लिए;
घ) समय और नेविगेशन मापने के लिए
12. तारों वाले आकाश के बारे में संदेश जारी रखें 1)-4), अंश ए-डी का उपयोग करते हुए।
1) हम अपने चारों ओर की दुनिया को पृथ्वी से देखते हैं, और हमें हमेशा ऐसा लगता है कि सितारों से घिरा एक गोलाकार गुंबद हमारे ऊपर फैला हुआ है।
2) तारों वाले आकाश में तारे लंबे समय तक अपनी सापेक्ष स्थिति बनाए रखते हैं। इस प्रतीयमान विशेषता के लिए, प्राचीन काल में तारों को स्थिर कहा जाता था।
3) पूरे आकाश में नग्न आंखों को दिखाई देने वाले तारों की कुल संख्या लगभग 6000 है, और इसके आधे हिस्से में हम लगभग 3000 तारे देखते हैं। सितारे चमक में भिन्न होते हैं, और सबसे चमकीले और रंग में।
4) कई नक्षत्रों के नाम प्राचीन काल से संरक्षित हैं। नक्षत्रों के नामों में उन वस्तुओं के नाम हैं जो नक्षत्र के चमकीले सितारों द्वारा बनाई गई आकृतियों से मिलते जुलते हैं।
1. किसी तारे की चमक को उस रोशनी के रूप में समझा जाता है जो किसी तारे का प्रकाश पृथ्वी पर बनाता है। तारों की चमक तारकीय परिमाण में मापी जाती है।
2. 17वीं शताब्दी के नक्षत्रों को अलग करें। ग्रीक वर्णमाला के अक्षरों द्वारा निरूपित किया जाने लगा: "अल्फा", "बीटा", "गामा", आदि, एक नियम के रूप में, प्रतिभा के अवरोही क्रम में।
3. इसीलिए प्राचीन काल में क्रिस्टल तिजोरी का विचार उत्पन्न हुआ।
4. वास्तव में, सभी तारे चलते हैं, उनकी अपनी गति होती है, लेकिन चूंकि वे हमसे बहुत दूर हैं, आकाश में उनका वार्षिक विस्थापन एक चाप सेकंड का केवल एक अंश है।
1. हमारे द्वारा देखे जाने वाले तारे हमसे कई प्रकार की दूरी पर स्थित हैं, जो आधा किलोमीटर से अधिक है
2. यदि नक्षत्र में और सितारों को नामित करना आवश्यक था, लेकिन ग्रीक वर्णमाला के पर्याप्त अक्षर नहीं थे, तो निम्नलिखित सितारों के लिए उन्होंने लैटिन वर्णमाला के अक्षरों का उपयोग किया, और फिर सीरियल नंबर।
3. अब नक्षत्र को दृश्यमान तारों के साथ आकाश के एक निश्चित क्षेत्र के रूप में समझा जाता है, नक्षत्रों की सीमाओं को कड़ाई से परिभाषित किया गया है।
4. पहले परिमाण के तारों की चमक दूसरे परिमाण के तारों की चमक से 2.512 गुना अधिक, तीसरे परिमाण के तारों की चमक से 2.512 गुना अधिक है, आदि।
1. चूँकि तारे अपनी सापेक्ष स्थिति को बनाए रखते हैं, पहले से ही प्राचीन काल में लोग उन्हें स्थलों के रूप में इस्तेमाल करते थे, जिसके संबंध में उन्होंने आकाश में तारों के विशिष्ट संयोजनों की पहचान की और उन्हें नक्षत्र कहा।
2. प्राचीन काल में, सभी सितारों को उनकी चमक के अनुसार छह समूहों में विभाजित किया गया था: सबसे चमकीले को पहले परिमाण के सितारों को सौंपा गया था, सबसे कमजोर को - छठे परिमाण के सितारों को।
3. इसलिए, अधिकांश नक्षत्रों के लिए तारा "अल्फा" इस नक्षत्र का सबसे चमकीला तारा है।
4. वास्तव में, कोई तिजोरी नहीं है, और एक गोले के रूप में आकाश की छाप को हमारी आंख की ख़ासियत से समझाया गया है कि दूरियों में अंतर न पकड़ें, ये दूरी 0.5 किमी से अधिक है।
1. सबसे चमकीले या सबसे उल्लेखनीय सितारों को, अक्षर पदनाम के अलावा, उनके अपने नाम दिए गए हैं (आमतौर पर अरबी, ग्रीक और रोमन)। तो, नक्षत्र कैनिस मेजर से स्टार "अल्फा" को सीरियस कहा जाता है, नक्षत्र लायरा - वेगा से "अल्फा", "थीटा" उर्स मेजर - अल्कोर, आदि।
2. परिमाण की सहायता से कोई भी किसी भी प्रकाशमान की चमक को व्यक्त कर सकता है, और आकाशीय पिंड पहले परिमाण के सितारों की तुलना में उज्जवल होते हैं, जिनमें शून्य या नकारात्मक परिमाण होता है। नग्न आंखों से दिखाई न देने वाली खगोलीय पिंडों की चमक छह से अधिक परिमाण द्वारा व्यक्त की जाती है।
3. पूरे आकाश में 88 नक्षत्र अंकित हैं, जो तारों वाले आकाश पर पूर्ण रूप से कब्जा कर लेते हैं।
4. इसलिए, हमें ऐसा लगता है कि सभी तारे और अन्य खगोलीय पिंड समान दूरी पर स्थित हैं, जैसे कि एक निश्चित क्षेत्र की सतह पर जिसके केंद्र में पर्यवेक्षक हमेशा स्थित होता है।
13. अंशों का उपयोग करते हुए कथन 1.-4 जारी रखें:
1) खगोल विज्ञान खगोलीय पिंडों का विज्ञान है। आधुनिक खगोल विज्ञान खगोलीय पिंडों और उनकी प्रणालियों की गति, संरचना, अंतर्संबंध, गठन और विकास का अध्ययन करता है ...
2).खगोल विज्ञान पृथ्वी पर सबसे पुराना विज्ञान है। मनुष्य की व्यावहारिक आवश्यकताओं से उत्पन्न हुआ खगोल विज्ञान...
3))। और हमारे समय में, खगोल विज्ञान कई व्यावहारिक समस्याओं का समाधान करता है।
4) खगोल विज्ञान का विकास भौतिकी, गणित, रसायन विज्ञान और प्रौद्योगिकी में प्रगति में योगदान देता है ...
5). वैज्ञानिक विश्वदृष्टि के निर्माण के लिए खगोल विज्ञान का असाधारण महत्व है। तारों वाले आकाश के अवलोकन, वैज्ञानिक ज्ञान के बिना सूर्य, चंद्रमा और अन्य खगोलीय पिंडों की गति आसपास की दुनिया की संरचना और सभी प्रकार के अंधविश्वासों पर गलत विचारों को जन्म दे सकती है (और वास्तव में नेतृत्व कर सकती है) ...
लेकिन . इन कार्यों में सटीक समय, गणना और कैलेंडर का संकलन, पृथ्वी पर भौगोलिक निर्देशांक का निर्धारण शामिल है।
बी। ।एक उदाहरण के रूप में, यह उपलब्धियों को इंगित करने के लिए पर्याप्त है एस्टीरॉकेट प्रौद्योगिकी, कृत्रिम उपग्रहों और अंतरिक्ष यान का निर्माण। बदले में, इन उपलब्धियों ने रेडियो इलेक्ट्रॉनिक्स के तेजी से विकास का कारण बना। यह खगोल विज्ञान का व्यावहारिक अर्थ है।
पर. खगोल विज्ञान, खगोलीय पिंडों की भौतिक प्रकृति का अध्ययन, उनकी और उनकी प्रणालियों की संरचना और गति के वास्तविक नियमों को प्रकट करते हुए, दुनिया की एकता का दावा करता है, यह साबित करता है कि दुनिया भौतिक है, जिसके परिणामस्वरूप ब्रह्मांड में सभी प्रक्रियाएं आगे बढ़ती हैं किसी भी अलौकिक शक्तियों के हस्तक्षेप के बिना प्राकृतिक विकास। हमारे चारों ओर की दुनिया के बारे में विशाल तथ्यात्मक सामग्री के आधार पर, खगोल विज्ञान वैज्ञानिक विश्वदृष्टि की पुष्टि करता है।
जी।नतीजतन, हमें ब्रह्मांड के उस हिस्से की संरचना और विकास का अंदाजा मिलता है जो हमारे अवलोकन के लिए सुलभ है।
ई. जहां ऋतुओं का कोई स्पष्ट परिवर्तन नहीं होता है (उदाहरण के लिए, मिस्र में), केवल तारों वाले आकाश को देखकर ही यह स्थापित करना संभव था कि बुवाई कब शुरू की जाए; चरवाहों और नाविकों को रेगिस्तान और समुद्र दोनों में अभिविन्यास की आवश्यकता थी - इसने उन्हें आकाशीय पिंडों की गति का निरीक्षण करने के लिए भी मजबूर किया; समाज के विकास ने कैलेंडर को जन्म दिया।
अपना होमवर्क लिखें:
1) कार्य: कौन सा तारा अधिक चमकीला है - 2 मीटर का तारा या 5 मीटर का तारा?
(2 मीटर दूसरे परिमाण का एक तारा है, ...)
2) ??? : एक ) आपको क्या लगता है, क्या किसी नक्षत्र में उड़ना संभव है?
बी)सीरियस से प्रकाश को हम तक पहुंचने में कितना समय लगता है (दूरी 8.1 * 1016 मीटर)?
साहित्य:
1. "खगोल विज्ञान -11", मॉस्को, "ज्ञानोदय", 1994, पैराग्राफ 1, 2.
2., "खगोल विज्ञान-11", मॉस्को, "ज्ञानोदय", 1993, पैराग्राफ 1, 2 (2.1), 13.
कार्यों की शुद्धता की जाँच करें:
नंबर 3. उत्तर: सीरियस नॉर्थ स्टार से 30 गुना ज्यादा चमकीला है।
परीक्षण कार्यों के लिए उत्तर कोड:
1-बी 6-बी 11-डी 13:
2-बी 7-बी 12:1-जी
3-बी 8-बी 1) ए3-बी4-बी1-जी4। 2-डी
4-बी 9-बी 2) ए4-बी1-बी3-जी3। 3-एक
5-बी 10-डी 3) ए 1-बी 2-बी 4-जी 2। 4-ख
4) A2-B3-B2-G1। 5-बी.
थका हुआ? आराम करना! नज़र!
कितनी खूबसूरत है यह दुनिया!
अलविदा!!!
गृहकार्य उत्तर:
1) 2 मीटर का तारा 5 मीटर तारे की तुलना में 2.5123 गुना चमकीला है।
2) नक्षत्र आकाश का एक सशर्त रूप से परिभाषित खंड है, जिसके भीतर हमसे अलग-अलग दूरी पर स्थित प्रकाशमान होते हैं। इसलिए, अभिव्यक्ति "नक्षत्र के लिए उड़ान भरें" अर्थहीन है।
