(მითითება - ინგლისურიდან. სიდიდე) - განზომილებიანი სიდიდე, რომელიც ახასიათებს ციური სხეულის სიკაშკაშეს (მისგან მომდინარე სინათლის რაოდენობას) მიწიერი დამკვირვებლის თვალსაზრისით. რაც უფრო ნათელია ობიექტი, მით უფრო მცირეა მისი აშკარა სიდიდე.
სახელში სიტყვა „აშკარა“ მხოლოდ იმას ნიშნავს, რომ სიდიდე შეინიშნება დედამიწიდან და გამოიყენება მისი აბსოლუტური სიდიდისგან გასარჩევად. ეს სახელი ეხება არა მხოლოდ ხილულ სინათლეს. რაოდენობას, რომელსაც აღიქვამს ადამიანის თვალი (ან სხვა მიმღები იგივე სპექტრული მგრძნობელობით) ე.წ. ვიზუალური.
სიდიდე აღინიშნება პატარა ასო m-ით, როგორც რიცხვითი მნიშვნელობის ზედწერილი. მაგალითად, 2 მ ნიშნავს მეორე სიდიდეს.
ისტორია
სიდიდის ცნება შემოიღო ძველმა ბერძენმა ასტრონომმა ჰიპარქოსმა ძვ.წ. მან შეუიარაღებელი თვალით მისაწვდომი ყველა ვარსკვლავი ექვს სიდიდად გაანაწილა: პირველი სიდიდის კაშკაშა ვარსკვლავებს უწოდა, ნაიტმიანიშს - მეექვსე. შუალედური სიდიდისთვის ითვლებოდა, რომ, ვთქვათ, მესამე სიდიდის ვარსკვლავები ისეთივე ბუნდოვანია, როგორც მეორე სიდიდის ვარსკვლავები, რამდენადაც ისინი უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მეოთხე სიდიდის ვარსკვლავები. ბრწყინვალების გაზომვის ამ მეთოდმა პოპულარობა მოიპოვა ალმაგესტის, კლავდიუს პტოლემეოსის ვარსკვლავური კატალოგის წყალობით.
ასეთი კლასიფიკაციის მასშტაბი თითქმის უცვლელად გამოიყენებოდა მე-19 საუკუნის შუა ხანებამდე. პირველი, ვინც ვარსკვლავური სიდიდე განიხილა, როგორც რაოდენობრივი და არა ხარისხობრივი მახასიათებელი, იყო ფრიდრიხ არგელანდერი. სწორედ მან დაიწყო ვარსკვლავური სიდიდის ათობითი წილადების დამაჯერებლად გამოყენება.
1856 ნორმან პოგსონმა დააფორმა მაგნიტუდის მასშტაბი და დაადგინა, რომ პირველი სიდიდის ვარსკვლავი ზუსტად 100-ჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავი. ვინაიდან, ვებერ-ფეხნერის კანონის შესაბამისად, განათების ცვლილება იგივე რაოდენობის ჯერაღიქმება თვალით, როგორც ცვლილება იმავე რაოდენობითმაშინ ერთი სიდიდის სხვაობა შეესაბამება სინათლის ინტენსივობის ცვლილებას ≈ 2,512 კოეფიციენტით. ეს არის ირაციონალური რიცხვი, რომელსაც ეძახიან პოგსონის ნომერი.
ამრიგად, სიდიდის მასშტაბი ლოგარითმულია: ორი ობიექტის სიდიდის განსხვავება მოცემულია განტოლებით:
, , არის ობიექტების ვარსკვლავური სიდიდეები, , არის მათ მიერ შექმნილი განათებები.ეს ფორმულა შესაძლებელს ხდის განისაზღვროს მხოლოდ ვარსკვლავური სიდიდეების განსხვავება, მაგრამ არა თავად სიდიდეები. მისი დახმარებით აბსოლუტური მასშტაბის ასაგებად აუცილებელია ნულოვანი წერტილის დაყენება - განათება, რომელიც შეესაბამება ნულოვან სიდიდეს (0 მ). თავდაპირველად, პოგსონმა გამოიყენა ჩრდილოეთ ვარსკვლავი, როგორც სტანდარტი, იმ ვარაუდით, რომ მას აქვს ზუსტად მეორე სიდიდე. მას შემდეგ, რაც გაირკვა, რომ პოლარისი ცვლადი ვარსკვლავი იყო, სასწორმა დაიწყო მიბმა ვეგასთან (რომელსაც მიენიჭა ნულოვანი მნიშვნელობა), შემდეგ კი (როდესაც ვეგას ასევე ეჭვი ეპარებოდა ცვალებადობაში) სკალის ნულოვანი წერტილი ხელახლა განისაზღვრა დახმარებით. რამდენიმე სხვა ვარსკვლავიდან. თუმცა, ვიზუალური დაკვირვებისთვის, ვეგა შეიძლება იყოს ნულოვანი სიდიდის სტანდარტი კიდევ უფრო შორს, რადგან მისი სიდიდე ხილულ შუქზე არის 0.03 მ, რომელიც არ განსხვავდება თვალით ნულიდან.
თანამედროვე მასშტაბის მასშტაბი არ შემოიფარგლება ექვსი მაგნიტუდით ან უბრალოდ ხილული შუქით. ძალიან ნათელი ობიექტების სიდიდე უარყოფითია. მაგალითად, სირიუსს, ღამის ცის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავს, აშკარა სიდიდე აქვს -1,47 მ. თანამედროვე ტექნოლოგია ასევე შესაძლებელს ხდის მთვარისა და მზის სიკაშკაშის გაზომვას: სავსე მთვარეს აქვს აშკარა სიდიდე -12,6 მ, ხოლო მზეს -26,8 მ. ჰაბლის ორბიტალურ ტელესკოპს შეუძლია ვარსკვლავების დაკვირვება ხილულ დიაპაზონში 31,5 მ-მდე.
სპექტრალური დამოკიდებულება
ვარსკვლავური სიდიდე დამოკიდებულია სპექტრულ დიაპაზონზე, რომელშიც დაკვირვება ხორციელდება, ვინაიდან სხვადასხვა დიაპაზონში ნებისმიერი ობიექტის მანათობელი ნაკადი განსხვავებულია.
- ბოლომეტრიული სიდიდეაჩვენებს ობიექტის მთლიან რადიაციულ ძალას, ანუ მთლიან ნაკადს ყველა სპექტრულ დიაპაზონში. ბოლომეტრი იზომება.
ყველაზე გავრცელებულ ფოტომეტრულ სისტემას, UBV სისტემას, აქვს 3 ზოლი (სპექტრული დიაპაზონი, რომელშიც ხდება გაზომვები). შესაბამისად, არსებობს:
- ულტრაიისფერი სიდიდე (U)- განისაზღვრება ულტრაიისფერი დიაპაზონში;
- "ლურჯი" მაგნიტუდა (B) - განისაზღვრება ლურჯი დიაპაზონში;
- ვიზუალური სიდიდე (V)- განისაზღვრება ხილულ დიაპაზონში; სპექტრული რეაგირების მრუდი არჩეულია ადამიანის ხედვის უკეთ შესატყვისად. თვალი ყველაზე მგრძნობიარეა ყვითელ-მწვანე სინათლის მიმართ, რომლის ტალღის სიგრძეა დაახლოებით 555 ნმ.
განსხვავება (U-B ან B-V) ერთი და იგივე ობიექტის სიდიდეებს შორის სხვადასხვა ზოლში გვიჩვენებს მის ფერს და მას ფერის ინდექსი ეწოდება. რაც უფრო მაღალია ფერის ინდექსი, მით უფრო წითელია ობიექტი.
არსებობს სხვა ფოტომეტრული სისტემები, რომელთაგან თითოეულს აქვს სხვადასხვა ზოლები და, შესაბამისად, შესაძლებელია სხვადასხვა რაოდენობის გაზომვა. მაგალითად, ძველ ფოტოგრაფიულ სისტემაში გამოიყენებოდა შემდეგი რაოდენობა:
- ფოტოვიზუალური სიდიდე (მ pv)- ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე ობიექტის გამოსახულების გაშავების ზომა ნარინჯისფერი სინათლის ფილტრით;
- ფოტოგრაფიული სიდიდე (მ გვ)- იზომება ჩვეულებრივ ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე, რომელიც მგრძნობიარეა სპექტრის ლურჯი და ულტრაიისფერი დიაპაზონის მიმართ.
ზოგიერთი ობიექტის აშკარა ვარსკვლავური სიდიდეები
| Საგანი | მ |
|---|---|
| Მზე | -26,73 |
| Სავსე მთვარე | -12,92 |
| ირიდიუმის აფეთქება (მაქსიმალური) | -9,50 |
| ვენერა (მაქსიმალური) | -4,89 |
| ვენერა (მინიმალური) | -3,50 |
| იუპიტერი (მაქსიმალური) | -2,94 |
| მარსი (მაქსიმუმი) | -2,91 |
| მერკური (მაქსიმალური) | -2,45 |
| იუპიტერი (მინიმალური) | -1,61 |
| სირიუსი (ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაში) | -1,47 |
| კანოპუსი (ცაში მე-2 ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი) | -0,72 |
| სატურნი (მაქსიმუმი) | -0,49 |
| ალფა კენტავრის კუმულაციური სიკაშკაშე A, B | -0,27 |
| არქტურუსი (მე-3 ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაში) | 0,05 |
| Alpha Centauri A (მე-4 ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაში) | -0,01 |
| ვეგა (მეხუთე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაში) | 0,03 |
| სატურნი (მინიმალური) | 1,47 |
| მარსი (მინიმალური) | 1,84 |
| SN 1987A - სუპერნოვა 1987 წელს მაგელანის დიდ ღრუბელში | 3,03 |
| ანდრომედას ნისლეული | 3,44 |
| მკრთალი ვარსკვლავები, რომლებიც ჩანს მეტროპოლიტებში | 3 … + 4 |
| განიმედი არის იუპიტერის მთვარე, მზის სისტემის უდიდესი მთვარე (მაქსიმალური) | 4,38 |
| 4 ვესტა (ნათელი ასტეროიდი), მაქსიმუმ | 5,14 |
| ურანი (მაქსიმალური) | 5,32 |
| სამკუთხა გალაქტიკა (M33), ხილული შეუიარაღებელი თვალით მოწმენდილ ცაზე | 5,72 |
| მერკური (მინიმალური) | 5,75 |
| ურანი (მინიმალური) | 5,95 |
| ქალაქგარეთ შეუიარაღებელი თვალით ხილული ნაიმანიშის ვარსკვლავები | 6,50 |
| ცერა (მაქსიმუმი) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), შეუიარაღებელი თვალით ხილული სრულყოფილი ცის ქვეშ | 6,90 |
| ღამის ვარსკვლავები, რომლებიც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს სრულყოფილ ცაზე (მაუნა კეას ობსერვატორია, ატაკამის უდაბნო) | 7,72 |
| ნეპტუნი (მაქსიმუმი) | 7,78 |
| ნეპტუნი (მინიმალური) | 8,01 |
| ტიტანი არის სატურნის მთვარე, მზის სისტემის სიდიდით მეორე მთვარე (მაქსიმუმი) | 8,10 |
| პროქსიმა კენტაური | 11,10 |
| ყველაზე ნათელი კვაზარი | 12,60 |
| პლუტონი (მაქსიმალური) | 13,65 |
| გააკეთე ოპოზიციაში | 16,80 |
| ჰაუმეა ოპოზიციაში | 17,27 |
| ერისი ოპოზიციაში | 18,70 |
| მკრთალი ვარსკვლავები ჩანს 24" CCD სურათზე 30 წუთიანი ექსპოზიციით | 22 |
| ყველაზე პატარა ობიექტი, რომელიც ხელმისაწვდომია 8 მეტრიანი მიწისზედა ტელესკოპზე | 27 |
| ყველაზე პატარა ობიექტი, რომელიც ხელმისაწვდომია ჰაბლის კოსმოსურ ტელესკოპზე | 31,5 |
| ყველაზე პატარა ობიექტი, რომელიც ხელმისაწვდომი იქნება 42 მეტრიანი მიწისზედა ტელესკოპზე | 36 |
| ყველაზე პატარა ობიექტი, რომელიც ხელმისაწვდომი იქნება OWL ორბიტულ ტელესკოპზე (გაშვება დაგეგმილია 2020 წელს) | 38 |
თითოეულ ამ ვარსკვლავს აქვს გარკვეული სიდიდე, რომელიც საშუალებას გაძლევთ დაინახოთ ისინი.
სიდიდე არის რიცხვითი განზომილებიანი სიდიდე, რომელიც ახასიათებს ვარსკვლავის ან სხვა კოსმოსური სხეულის სიკაშკაშეს აშკარა ფართობთან მიმართებაში. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ეს მნიშვნელობა ასახავს დამკვირვებლის მიერ სხეულის მიერ რეგისტრირებული ელექტრომაგნიტური ტალღების რაოდენობას. მაშასადამე, ეს მნიშვნელობა დამოკიდებულია დაკვირვებული ობიექტის მახასიათებლებზე და დამკვირვებლიდან მასამდე დაშორებაზე. ტერმინი მოიცავს ელექტრომაგნიტური გამოსხივების მხოლოდ ხილულ, ინფრაწითელ და ულტრაიისფერ სპექტრებს.
სინათლის წერტილოვან წყაროებთან მიმართებაში ასევე გამოიყენება ტერმინი "ბრწყინვალე", ხოლო გაფართოებულთათვის - "სიკაშკაშე".
ძველი ბერძენი მეცნიერი, რომელიც ცხოვრობდა თურქეთში ძვ.წ. II საუკუნეში. ე., ითვლება ანტიკურობის ერთ-ერთ ყველაზე გავლენიან ასტრონომად. მან შეადგინა მოცულობითი, პირველი ევროპაში, სადაც აღწერილია ათასზე მეტი ზეციური სხეულის მდებარეობა. ჰიპარქუსმა ასევე შემოიტანა ისეთი მახასიათებელი, როგორიცაა სიდიდე. ვარსკვლავებს შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებით, ასტრონომმა გადაწყვიტა მათი სიკაშკაშის მიხედვით დაყოფა ექვს სიდიდად, სადაც პირველი სიდიდე ყველაზე კაშკაშა ობიექტია, მეექვსე კი ყველაზე ბნელი.
მე-19 საუკუნეში ბრიტანელმა ასტრონომმა ნორმან პოგსონმა გააუმჯობესა ვარსკვლავური სიდიდის გაზომვის მასშტაბი. მან გააფართოვა მისი მნიშვნელობების დიაპაზონი და შემოიტანა ლოგარითმული დამოკიდებულება. ანუ, სიდიდის ერთით გაზრდით, ობიექტის სიკაშკაშე მცირდება 2,512 ფაქტორით. მაშინ 1-ლი სიდიდის ვარსკვლავი (1 მ) ასჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მე-6 სიდიდის ვარსკვლავი (6 მ).
მაგნიტუდის სტანდარტი
ნულოვანი სიდიდის ციური სხეულის სტანდარტი თავდაპირველად მიღებულ იქნა როგორც ყველაზე ნათელი წერტილის ბრწყინვალება. ცოტა მოგვიანებით, წარმოდგენილი იქნა ნულოვანი სიდიდის ობიექტის უფრო ზუსტი განმარტება - მისი განათება უნდა იყოს 2,54 10 −6 ლუქსი, ხოლო მანათობელი ნაკადი ხილულ დიაპაზონში არის 10 6 კვანტა / (სმ² წმ).
აშკარა სიდიდე
ზემოთ აღწერილი მახასიათებელი, რომელიც ამოიცნო ჰიპარქე ნიკეელმა, მოგვიანებით გახდა ცნობილი როგორც "ხილული" ან "ვიზუალური". ეს ნიშნავს, რომ მისი დაკვირვება შესაძლებელია როგორც ადამიანის თვალით ხილულ დიაპაზონში, ასევე სხვადასხვა ინსტრუმენტების გამოყენებით, როგორიცაა ტელესკოპი, ულტრაიისფერი და ინფრაწითელი დიაპაზონის ჩათვლით. თანავარსკვლავედის სიდიდეა 2 მ. თუმცა, ჩვენ ვიცით, რომ ვეგა ნულოვანი სიდიდის (0 მ) არ არის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაზე (მეხუთე სიკაშკაშით, მესამე დამკვირვებლებისთვის დსთ-ს ტერიტორიიდან). ამიტომ, კაშკაშა ვარსკვლავებს შეიძლება ჰქონდეთ უარყოფითი სიდიდე, მაგალითად, (-1,5 მ). დღეს ასევე ცნობილია, რომ ზეციურ სხეულებს შორის შეიძლება იყოს არა მხოლოდ ვარსკვლავები, არამედ სხეულები, რომლებიც ასახავს ვარსკვლავების შუქს - პლანეტები, კომეტები ან ასტეროიდები. ჯამური სიდიდეა −12,7 მ.
აბსოლუტური სიდიდე და სიკაშკაშე
იმისათვის, რომ შევძლოთ კოსმოსური სხეულების ჭეშმარიტი სიკაშკაშის შედარება, შეიქმნა ისეთი მახასიათებელი, როგორიცაა აბსოლუტური სიდიდე. მისი მიხედვით, ობიექტის აშკარა ვარსკვლავური სიდიდის მნიშვნელობა გამოითვლება, თუ ეს ობიექტი დედამიწიდან 10 (32,62) დაშორებით მდებარეობდა. ამ შემთხვევაში, სხვადასხვა ვარსკვლავის შედარებისას დამკვირვებელამდე მანძილი არ არის დამოკიდებული.
კოსმოსური ობიექტებისთვის აბსოლუტური სიდიდე იყენებს განსხვავებულ მანძილს სხეულიდან დამკვირვებლამდე. კერძოდ, 1 ასტრონომიული ერთეული, ხოლო თეორიულად დამკვირვებელი მზის ცენტრში უნდა იყოს.
ასტრონომიაში უფრო თანამედროვე და სასარგებლო რაოდენობა გახდა "ნათება". ეს მახასიათებელი განსაზღვრავს მთლიანობას, რომელსაც კოსმოსური სხეული ასხივებს გარკვეული პერიოდის განმავლობაში. მისი გამოსათვლელად უბრალოდ გამოიყენება ვარსკვლავების აბსოლუტური სიდიდე.
სპექტრალური დამოკიდებულება
როგორც უკვე აღვნიშნეთ, სიდიდე შეიძლება გაიზომოს სხვადასხვა ტიპის ელექტრომაგნიტური გამოსხივებისთვის და, შესაბამისად, აქვს განსხვავებული მნიშვნელობები სპექტრის თითოეული დიაპაზონისთვის. ნებისმიერი კოსმოსური ობიექტის სურათის მისაღებად ასტრონომებს შეუძლიათ გამოიყენონ, რომლებიც უფრო მგრძნობიარეა ხილული სინათლის მაღალი სიხშირის ნაწილის მიმართ და ვარსკვლავები გამოსახულებაში ცისფერი აღმოჩნდებიან. ასეთ ვარსკვლავურ სიდიდეს ეწოდება "ფოტოგრაფიული", m Pv . ვიზუალურთან მიახლოებული მნიშვნელობის მისაღებად („ფოტოვიზუალური“, m P) ფოტოგრაფიული ფირფიტა დაფარულია სპეციალური ორთოქრომატული ემულსიით და გამოიყენება ყვითელი სინათლის ფილტრი.
მეცნიერებმა შეადგინეს ე.წ. და სხვა. ამისათვის სანათი გადაღებულია ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სხვადასხვა სპექტრში და შედეგების შემდგომი შედარება. ფოტოგრაფიისთვის ყველაზე პოპულარულია შემდეგი ფილტრები: ულტრაიისფერი, ლურჯი (ფოტოგრაფიული სიდიდე) და ყვითელი (ფოტოვიზუალურ დიაპაზონთან ახლოს).
ფოტომაგნიტური ტალღების ყველა დიაპაზონის დაჭერილი ენერგიებით განსაზღვრავს ეგრეთ წოდებულ ბოლომეტრიულ სიდიდეს (m b). მისი დახმარებით, იცის მანძილისა და ვარსკვლავთშორისი გადაშენების ხარისხი, ასტრონომები გამოთვლიან კოსმოსური სხეულის სიკაშკაშეს.
ზოგიერთი ობიექტის ვარსკვლავური სიდიდეები
- მზე = -26,7 მ
- სავსე მთვარე = -12,7 მ
- ფლეშ ირიდიუმი = -9,5 მ. ირიდიუმი არის 66 თანამგზავრისგან შემდგარი სისტემა, რომელიც დედამიწის გარშემო ბრუნავს და ემსახურება ხმის და სხვა მონაცემების გადაცემას. პერიოდულად, სამი ძირითადი სატრანსპორტო საშუალების თითოეული ზედაპირი ირეკლავს მზის შუქს დედამიწისკენ, რაც ქმნის ყველაზე კაშკაშა გლუვ ციმციმს ცაში 10 წამამდე.
ვარსკვლავები სამყაროს ციური სხეულების ყველაზე გავრცელებული ტიპია. მე-6 სიდიდამდე დაახლოებით 6000 ვარსკვლავია, მე-11 მაგნიტუდამდე დაახლოებით მილიონი და მათგან დაახლოებით 2 მილიარდი მთელ ცაზე 21-ე სიდიდემდეა.
ყველა მათგანი, მზის მსგავსად, არის ცხელი თვითგანათებული გაზის ბურთულები, რომელთა სიღრმეში გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია. თუმცა, ვარსკვლავები, თუნდაც ყველაზე მძლავრ ტელესკოპებში, ჩანს როგორც მანათობელი წერტილები, რადგან ისინი ძალიან შორს არიან ჩვენგან.
1. წლიური პარალაქსი და მანძილი ვარსკვლავებამდე
დედამიწის რადიუსი ზედმეტად მცირეა იმისთვის, რომ საფუძველი გახდეს ვარსკვლავების პარალაქტიკური გადაადგილების გასაზომად და მათთან მანძილის დასადგენად. კოპერნიკის დროსაც კი ცხადი იყო, რომ თუ დედამიწა მართლაც ბრუნავს მზის გარშემო, მაშინ ცაზე ვარსკვლავების აშკარა პოზიციები უნდა შეიცვალოს. ექვს თვეში დედამიწა მოძრაობს თავისი ორბიტის დიამეტრით. ამ ორბიტის საპირისპირო წერტილებიდან ვარსკვლავის მიმართულებები განსხვავებული უნდა იყოს. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ვარსკვლავებს უნდა ჰქონდეთ შესამჩნევი წლიური პარალაქსი (სურ. 72).
ვარსკვლავის ρ წლიური პარალაქსი არის კუთხე, რომლითაც შეიძლება დაინახოს დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი (1 AU) ვარსკვლავიდან, თუ ის მხედველობის ხაზის პერპენდიკულარულია.
რაც უფრო დიდია მანძილი D ვარსკვლავამდე, მით უფრო მცირეა მისი პარალაქსი. ვარსკვლავის პოზიციის პარალაქტიკური ცვლა ცაზე წლის განმავლობაში ხდება პატარა ელიფსის ან წრის გასწვრივ, თუ ვარსკვლავი ეკლიპტიკური პოლუსზეა (იხ. სურ. 72).
კოპერნიკი ცდილობდა, მაგრამ ვერ გამოავლინა ვარსკვლავთა პარალაქსი. მან სწორად დაადასტურა, რომ ვარსკვლავები ძალიან შორს იყვნენ დედამიწიდან იმისთვის, რომ იმდროინდელმა ინსტრუმენტებმა მათი პარალაქტიკური გადაადგილება აღმოაჩინონ.
ვარსკვლავი ვეგას წლიური პარალაქსის პირველი საიმედო გაზომვა გაკეთდა 1837 წელს რუსმა აკადემიკოსმა ვ.ია სტრუვემ. სხვა ქვეყნებში მასთან თითქმის ერთდროულად განისაზღვრა კიდევ ორი ვარსკვლავის პარალაქსები, რომელთაგან ერთი იყო α Centauri. ეს ვარსკვლავი, რომელიც სსრკ-ში არ ჩანს, ჩვენთან ყველაზე ახლოს აღმოჩნდა, მისი წლიური პარალაქსი არის ρ = 0,75". ამ კუთხით 280 მ მანძილიდან შეუიარაღებელი თვალით ჩანს მავთული 1 მმ სისქით. მცირე კუთხოვანი გადაადგილებები.
მანძილი ვარსკვლავამდე 
სადაც a არის დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი. მცირე კუთხით 
თუ p გამოიხატება რკალის წამებში. შემდეგ, აიღეთ a = 1 ა. ე., ვიღებთ:
მანძილი უახლოეს ვარსკვლავამდე α Centauri D \u003d 206 265 ": 0.75" \u003d 270,000 a. ე. სინათლე ამ მანძილს 4 წელიწადში გადის, მაშინ როცა მზიდან დედამიწამდე მხოლოდ 8 წუთი სჭირდება, ხოლო მთვარიდან დაახლოებით 1 წმ.
მანძილს, რომელსაც სინათლე გადის წელიწადში, სინათლის წელიწადი ეწოდება.. ეს ერთეული გამოიყენება მანძილის გასაზომად პარსეკთან ერთად (Pc).
პარსეკი არის მანძილი, საიდანაც დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი, მხედველობის ხაზთან პერპენდიკულარული, ჩანს 1" კუთხით.
მანძილი პარსეკებში უდრის წლიური პარალაქსის ორმხრივს, გამოხატული რკალის წამებში.მაგალითად, α კენტავრის ვარსკვლავამდე მანძილი არის 0,75" (3/4"), ანუ 4/3 ც.
1 პარსეკი = 3,26 სინათლის წელი = 206,265 AU ე. = 3 * 10 13 კმ.
დღეისათვის წლიური პარალაქსის გაზომვა არის მთავარი მეთოდი ვარსკვლავებამდე მანძილის დასადგენად. პარალაქსები უკვე გაზომილია ძალიან ბევრი ვარსკვლავისთვის.
წლიური პარალაქსის გაზომვით შეიძლება საიმედოდ განისაზღვროს მანძილი ვარსკვლავებამდე, რომელიც მდებარეობს არაუმეტეს 100 pc, ანუ 300 სინათლის წლისა.
რატომ არ არის შესაძლებელი ზუსტად გავზომოთ წლიური პარალაქსი ოზე მეტი შორეული ვარსკვლავის?
მანძილი უფრო შორეულ ვარსკვლავებამდე ამჟამად განისაზღვრება სხვა მეთოდებით (იხ. §25.1).
2. მოჩვენებითი და აბსოლუტური სიდიდე
ვარსკვლავების სიკაშკაშე. მას შემდეგ, რაც ასტრონომებმა შეძლეს ვარსკვლავებამდე მანძილის დადგენა, აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავები განსხვავდებიან აშკარა სიკაშკაშით, არა მხოლოდ მათი მანძილის, არამედ მათი განსხვავების გამო. სიკაშკაშე.
ვარსკვლავის L-ის სიკაშკაშე არის სინათლის ენერგიის გამოსხივების ძალა მზის მიერ სინათლის გამოსხივების ძალასთან შედარებით.
თუ ორ ვარსკვლავს აქვს იგივე სიკაშკაშე, მაშინ ჩვენგან ყველაზე შორს მდებარე ვარსკვლავს აქვს უფრო დაბალი აშკარა სიკაშკაშე. ვარსკვლავების სიკაშკაშის მიხედვით შედარება შესაძლებელია მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ მათი აშკარა სიკაშკაშე (სიდიდე) გამოითვლება იმავე სტანდარტულ მანძილზე. ასტრონომიაში ასეთი მანძილი ითვლება 10 ც.
აშკარა ვარსკვლავის სიდიდეს, რომელიც ექნებოდა ვარსკვლავს, თუ ის ჩვენგან სტანდარტულ მანძილზე D 0 \u003d 10 pc იყო, ეწოდა აბსოლუტური სიდიდე M.
განვიხილოთ ვარსკვლავის მოჩვენებითი და აბსოლუტური ვარსკვლავური სიდიდეების რაოდენობრივი თანაფარდობა D-მდე ცნობილ მანძილზე (ან მისი პარალაქსი p). ჯერ გავიხსენოთ, რომ 5 მაგნიტუდის განსხვავება შეესაბამება სიკაშკაშის განსხვავებას ზუსტად 100-ჯერ. შესაბამისად, ორი წყაროს ვარსკვლავური სიდიდეების სხვაობა ერთის ტოლია, როდესაც ერთი მათგანი მეორეზე უფრო კაშკაშაა ზუსტად ერთჯერ (ეს მნიშვნელობა დაახლოებით უდრის 2,512-ს). რაც უფრო კაშკაშაა წყარო, მით უფრო მცირეა მისი აშკარა სიდიდე. ზოგად შემთხვევაში, ნებისმიერი ორი ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშის თანაფარდობა I 1:I 2 დაკავშირებულია მათი აშკარა სიდიდეების განსხვავებასთან m 1 და m 2 მარტივი ურთიერთობით:
მოდით m იყოს ვარსკვლავის აშკარა სიდიდე, რომელიც მდებარეობს D მანძილზე. თუ იგი დაკვირვებული იქნებოდა D 0 = 10 pc მანძილიდან, მისი აშკარა სიდიდე m 0, განსაზღვრებით, უდრის აბსოლუტურ სიდიდეს M. მაშინ მისი აშკარა სიკაშკაშე. შეიცვლებოდა
ამავე დროს, ცნობილია, რომ ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშე საპირისპიროდ იცვლება მისი მანძილის კვადრატის მიხედვით. Ამიტომაც
(2)
შესაბამისად,
(3)
ამ გამონათქვამის ლოგარითმის გათვალისწინებით, ჩვენ ვპოულობთ:
(4)
სადაც p გამოიხატება რკალის წამებში.
ეს ფორმულები იძლევა აბსოლუტურ სიდიდეს M ცნობილიდან აშკარა სიდიდე m რეალურ მანძილზე D ვარსკვლავამდე. 10 pc მანძილიდან ჩვენი მზე დაახლოებით მე-5 მოჩვენებითი სიდიდის ვარსკვლავს ჰგავს, ანუ მზისთვის M ≈5.
ვარსკვლავის M სიდიდის აბსოლუტური სიდიდის ცოდნით, ადვილია გამოვთვალოთ მისი სიკაშკაშე L. მზის სიკაშკაშე L = 1, სიკაშკაშის განმარტებით, შეგვიძლია დავწეროთ, რომ
M და L-ის მნიშვნელობები სხვადასხვა ერთეულებში გამოხატავს ვარსკვლავის გამოსხივების ძალას.
ვარსკვლავების შესწავლამ აჩვენა, რომ ისინი შეიძლება განსხვავდებოდეს სიკაშკაშით ათობით მილიარდჯერ. ვარსკვლავურ სიდიდეებში ეს განსხვავება 26 ერთეულს აღწევს.
აბსოლუტური ღირებულებებიძალიან მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავები უარყოფითია და აღწევს M = -9. ასეთ ვარსკვლავებს გიგანტებს და სუპერგიგანტებს უწოდებენ. ვარსკვლავი S Doradus-ის გამოსხივება 500000-ჯერ უფრო ძლიერია ვიდრე ჩვენი მზის გამოსხივება, მისი სიკაშკაშე არის L=500000, ჯუჯებს M=+17 (L=0.000013) აქვთ ყველაზე დაბალი გამოსხივების სიმძლავრე.
ვარსკვლავების სიკაშკაშის მნიშვნელოვანი განსხვავების მიზეზების გასაგებად, აუცილებელია მათი სხვა მახასიათებლების გათვალისწინება, რაც შეიძლება განისაზღვროს რადიაციული ანალიზის საფუძველზე.
3. ვარსკვლავების ფერი, სპექტრი და ტემპერატურა
თქვენი დაკვირვებისას შენიშნეთ, რომ ვარსკვლავებს განსხვავებული ფერი აქვთ, რაც აშკარად ჩანს მათგან ყველაზე ნათელში. გახურებული სხეულის ფერი, ვარსკვლავების ჩათვლით, დამოკიდებულია მის ტემპერატურაზე. ეს შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავების ტემპერატურის განსაზღვრას ენერგიის განაწილებიდან მათ უწყვეტ სპექტრში.
ვარსკვლავების ფერი და სპექტრი დაკავშირებულია მათ ტემპერატურასთან. შედარებით ცივ ვარსკვლავებში სპექტრის წითელ რეგიონში გამოსხივება ჭარბობს, რის გამოც მათ აქვთ მოწითალო ფერი. წითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაბალია. ის თანმიმდევრულად იზრდება წითელიდან ნარინჯისფერზე გადასვლისას, შემდეგ ყვითელზე, მოყვითალო, თეთრ და მოლურჯოზე. ვარსკვლავების სპექტრები ძალიან მრავალფეროვანია. ისინი იყოფა კლასებად, რომლებიც აღინიშნება ლათინური ასოებითა და რიცხვებით (იხ. უკანა ფლიფი). M კლასის მაგარი წითელი ვარსკვლავების სპექტრებშიდაახლოებით 3000 K ტემპერატურით, ჩანს უმარტივესი დიატომური მოლეკულების შთანთქმის ზოლები, ყველაზე ხშირად ტიტანის ოქსიდი. სხვა წითელი ვარსკვლავების სპექტრებში დომინირებს ნახშირბადის ან ცირკონიუმის ოქსიდები. პირველი სიდიდის M კლასის წითელი ვარსკვლავები - ანტარესი, ბეთელგეიზე.
ყვითელი G ვარსკვლავების სპექტრებში, რომელშიც შედის მზე (ზედაპირზე 6000 კ ტემპერატურით), ჭარბობს ლითონების თხელი ხაზები: რკინა, კალციუმი, ნატრიუმი და ა.შ. მზის მსგავსი ვარსკვლავი სპექტრით, ფერისა და ტემპერატურის მიხედვით არის კაშკაშა სამლოცველო თანავარსკვლავედი აურიგა.
თეთრი A კლასის ვარსკვლავების სპექტრებშისირიუსის, ვეგას და დენების მსგავსად, წყალბადის ხაზები ყველაზე ძლიერია. იონიზირებული ლითონების ბევრი სუსტი ხაზია. ასეთი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაახლოებით 10000 კ.
ყველაზე ცხელი, მოლურჯო ვარსკვლავების სპექტრშიდაახლოებით 30000 K ტემპერატურით ჩანს ნეიტრალური და იონიზებული ჰელიუმის ხაზები.
ვარსკვლავების უმეტესობის ტემპერატურა 3000-დან 30000 კ-მდეა. რამდენიმე ვარსკვლავს აქვს დაახლოებით 100000 კ ტემპერატურა.
ამრიგად, ვარსკვლავების სპექტრები ძალიან განსხვავდება ერთმანეთისგან და მათი გამოყენება შესაძლებელია ვარსკვლავების ატმოსფეროს ქიმიური შემადგენლობისა და ტემპერატურის დასადგენად. სპექტრების შესწავლამ აჩვენა, რომ წყალბადი და ჰელიუმი ჭარბობს ყველა ვარსკვლავის ატმოსფეროში.
ვარსკვლავური სპექტრების განსხვავებები აიხსნება არა იმდენად მათი ქიმიური შემადგენლობის მრავალფეროვნებით, რამდენადაც ტემპერატურისა და სხვა ფიზიკური პირობების სხვაობით ვარსკვლავურ ატმოსფეროში. მაღალ ტემპერატურაზე მოლეკულები იშლება ატომებად. კიდევ უფრო მაღალ ტემპერატურაზე, ნაკლებად გამძლე ატომები განადგურებულია, ისინი იონებად იქცევიან, კარგავენ ელექტრონებს. მრავალი ქიმიური ელემენტის იონიზებული ატომები, როგორიცაა ნეიტრალური ატომები, ასხივებენ და შთანთქავენ გარკვეული ტალღის სიგრძის ენერგიას. ერთი და იგივე ქიმიური ელემენტის ატომებისა და იონების შთანთქმის ხაზების ინტენსივობის შედარებით თეორიულად განისაზღვრება მათი ფარდობითი რიცხვი. ეს არის ტემპერატურის ფუნქცია. ასე რომ, ვარსკვლავების სპექტრის ბნელი ხაზებიდან შეგიძლიათ განსაზღვროთ მათი ატმოსფეროს ტემპერატურა.
ერთი და იგივე ტემპერატურისა და ფერის, მაგრამ განსხვავებული სიკაშკაშის ვარსკვლავებს, ზოგადად, ერთი და იგივე სპექტრი აქვთ, მაგრამ შეიძლება შეამჩნიოთ განსხვავებები ზოგიერთი ხაზის შედარებით ინტენსივობაში. ეს გამოწვეულია იმით, რომ იმავე ტემპერატურაზე წნევა მათ ატმოსფეროში განსხვავებულია. მაგალითად, გიგანტური ვარსკვლავების ატმოსფეროში წნევა ნაკლებია, ისინი უფრო იშვიათია. თუ ეს დამოკიდებულება გამოიხატება გრაფიკულად, მაშინ ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე შეიძლება ვიპოვოთ ხაზების ინტენსივობიდან და შემდეგ, ფორმულის (4) გამოყენებით, შეიძლება განისაზღვროს მანძილი.
პრობლემის გადაჭრის მაგალითი
Დავალება. როგორია ζ მორიელის ვარსკვლავის სიკაშკაშე, თუ მისი მოჩვენებითი სიდიდე არის 3, ხოლო მანძილი 7500 sv. წლები?
სავარჯიშო 20
1. რამდენჯერ არის სირიუსი კაშკაშა ალდებარანზე? მზე სირიუსზე კაშკაშაა?
2. ერთი ვარსკვლავი მეორეზე 16-ჯერ უფრო კაშკაშაა. რა განსხვავებაა მათ სიდიდეებს შორის?
3. ვეგას პარალაქსია 0,11". რამდენი დრო სჭირდება მისგან შუქს დედამიწამდე მისასვლელად?
4. რამდენი წელი დასჭირდება ლირას თანავარსკვლავედისკენ 30 კმ/წმ სიჩქარით ფრენას, რომ ვეგა ორჯერ დაუახლოვდეს?
5. რამდენჯერ არის 3,4 სიდიდის ვარსკვლავი სირიუსზე მკრთალი, რომლის მოჩვენებითი სიდიდეა -1,6? რა არის ამ ვარსკვლავების აბსოლუტური სიდიდეები, თუ მანძილი ორივესთან არის 3 ც.
6. დაასახელეთ IV დანართში თითოეული ვარსკვლავის ფერი მათი სპექტრული ტიპის მიხედვით.
(ვიკიპედიიდან)სიდიდე - ცის ობიექტის, ყველაზე ხშირად ვარსკვლავის რიცხვითი მახასიათებელი, რომელიც აჩვენებს, თუ რამდენი სინათლე მოდის მისგან იმ წერტილამდე, სადაც დამკვირვებელი მდებარეობს.
ხილული (ვიზუალური)
მოჩვენებითი ვარსკვლავის სიდიდის თანამედროვე კონცეფცია შედგენილია ისე, რომ იგი შეესაბამება ვარსკვლავებს ძველი ბერძენი ასტრონომის ჰიპარქეს მიერ ძვ.წ. ე. ჰიპარქუსმა დაყო ყველა ვარსკვლავი ექვს სიდიდად. მან უწოდა პირველი სიდიდის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს, ყველაზე ბნელებს - მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავებს. შუალედური მნიშვნელობები მან თანაბრად გაანაწილა დარჩენილ ვარსკვლავებს შორის.
ვარსკვლავის მოჩვენებითი სიდიდე დამოკიდებულია არა მხოლოდ იმაზე, თუ რამდენ სინათლეს ასხივებს ობიექტი, არამედ იმაზე, თუ რამდენად დაშორებულია ის დამკვირვებლისაგან. ვარსკვლავის მოჩვენებითი სიდიდე განიხილება საზომი ერთეული ბრჭყვიალავარსკვლავები და რაც უფრო დიდია ბრწყინვალება მით უფრო მცირეა სიდიდე და პირიქით.
1856 წელს ნ. პოგსონმა შესთავაზა მასშტაბის მასშტაბის ფორმალიზაცია. ვარსკვლავის აშკარა სიდიდე განისაზღვრება ფორმულით:
სად მე- მანათობელი ნაკადი ობიექტიდან, C- მუდმივი.
ვინაიდან ეს მასშტაბი ფარდობითია, მისი ნულოვანი წერტილი (0 მ) განისაზღვრება, როგორც ასეთი ვარსკვლავის სიკაშკაშე, რომელშიც მანათობელი ნაკადი არის 10³ კვანტა / (cm² s Å) მწვანე შუქზე (UBV მასშტაბი) ან 10 6 კვანტა / ( სმ²) s·Å) სინათლის მთელ ხილულ დიაპაზონში. ვარსკვლავი დედამიწის ატმოსფეროს გარეთ 0 მეტრში ქმნის 2,54 10 −6 ლუქსის განათებას.
ვარსკვლავური სიდიდეების მასშტაბი ლოგარითმულია, რადგან სიკაშკაშის ცვლილება იგივე რაოდენობის ჯერ აღიქმება, როგორც იგივე (ვებერ-ფეხნერის კანონი). გარდა ამისა, ვინაიდან ჰიპარქემ გადაწყვიტა, რომ თემების სიდიდე ნაკლებივიდრე ვარსკვლავი უფრო ნათელი, მაშინ ფორმულაში არის მინუს ნიშანი.
შემდეგი ორი თვისება გვეხმარება ვარსკვლავური სიდიდეების პრაქტიკაში გამოყენებაში:
- მანათობელი ნაკადის 100 კოეფიციენტით ზრდა შეესაბამება ვარსკვლავის აშკარა სიდიდის შემცირებას ზუსტად 5 ერთეულით.
- სიდიდის შემცირება ერთი ერთეულით ნიშნავს მანათობელი ნაკადის მატებას 10 1/2.5 = 2.512-ჯერ.
დღეს, აშკარა ვარსკვლავის სიდიდე გამოიყენება არა მხოლოდ ვარსკვლავებისთვის, არამედ სხვა ობიექტებისთვის, მაგალითად, მთვარეზე, მზეზე და პლანეტებზე. იმის გამო, რომ ისინი შეიძლება იყვნენ უფრო კაშკაშა ვიდრე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი, მათ შეიძლება ჰქონდეთ უარყოფითი აშკარა სიდიდე.
ვარსკვლავის აშკარა სიდიდე დამოკიდებულია რადიაციის მიმღების სპექტრულ მგრძნობელობაზე (თვალი, ფოტოელექტრული დეტექტორი, ფოტოგრაფიული ფირფიტა და ა.შ.)
- ვიზუალურიმასშტაბები ( ვან მ ვ ) განისაზღვრება ადამიანის თვალის მგრძნობელობის სპექტრით (ხილული სინათლე), რომელსაც აქვს მაქსიმალური მგრძნობელობა ტალღის სიგრძეზე 555 ნმ. ან ფოტოგრაფიულად ფორთოხლის ფილტრით.
- ფოტოგრაფიულიან "ლურჯი" სიდიდის ( ბან მ გვ ) განისაზღვრება ცისფერი და ულტრაიისფერი სხივების მიმართ მგრძნობიარე ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე ვარსკვლავის გამოსახულების ფოტომეტრაჟით, ან ცისფერი ფილტრით ანტიმონ-ცეზიუმის ფოტომამრავლის გამოყენებით.
- ულტრაიისფერიმასშტაბები ( U) აქვს მაქსიმუმი ულტრაიისფერში ტალღის სიგრძეზე დაახლოებით 350 ნმ.
ერთი ობიექტის სიდიდეების განსხვავებები სხვადასხვა დიაპაზონში U−Bდა B−Vობიექტის ფერის განუყოფელი მაჩვენებლებია, რაც უფრო დიდია ისინი, მით უფრო წითელია ობიექტი.
- ბოლომეტრიულისიდიდე შეესაბამება ვარსკვლავის მთლიან რადიაციულ ძალას, ანუ ძალას, რომელიც ჯამდება მთელ რადიაციულ სპექტრზე. მის გასაზომად გამოიყენება სპეციალური მოწყობილობა - ბოლომეტრი.
აბსოლუტური
აბსოლუტური სიდიდე (მ ) განისაზღვრება, როგორც ობიექტის აშკარა სიდიდე, თუ ის მდებარეობდა დამკვირვებლიდან 10 პარსეკის მანძილზე. მზის აბსოლუტური ბოლომეტრიული სიდიდეა +4,7. თუ ვარსკვლავის აშკარა სიდიდე და მანძილი ობიექტამდე ცნობილია, ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე შეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით:
სადაც დ 0
= 10 pc ≈ 32.616 სინათლის წელი.
შესაბამისად, თუ ცნობილია ვარსკვლავის აშკარა და აბსოლუტური სიდიდეები, მანძილი შეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით 
აბსოლუტური სიდიდე დაკავშირებულია სიკაშკაშესთან შემდეგი ურთიერთობით: 
სადაც და არის მზის სიკაშკაშე და აბსოლუტური სიდიდე.
ზოგიერთი ობიექტის ვარსკვლავური სიდიდეები
| Საგანი | მ |
| Მზე | −26,7 |
| მთვარე სავსე მთვარეზე | −12,7 |
| ირიდიუმის აფეთქება (მაქსიმალური) | −9,5 |
| სუპერნოვა 1054 (მაქსიმუმი) | −6,0 |
| ვენერა (მაქსიმალური) | −4,4 |
| დედამიწა (მზიდან ჩანს) | −3,84 |
| მარსი (მაქსიმუმი) | −3,0 |
| იუპიტერი (მაქსიმალური) | −2,8 |
| საერთაშორისო კოსმოსური სადგური (მაქსიმუმ) | −2 |
| მერკური (მაქსიმალური) | −1,9 |
| ანდრომედას გალაქტიკა | +3,4 |
| პროქსიმა კენტაური | +11,1 |
| ყველაზე ნათელი კვაზარი | +12,6 |
| შეუიარაღებელი თვალით ხილული ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები | +6-დან +7-მდე |
| 8 მეტრიანი მიწისზედა ტელესკოპის მიერ დაფიქსირებული ყველაზე სუსტი ობიექტი | +27 |
| ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ დაფიქსირებული ყველაზე სუსტი ობიექტი | +30 |
| Საგანი | თანავარსკვლავედი | მ |
| სირიუსი | დიდი ძაღლი | −1,47 |
| კანოპუსი | კილი | −0,72 |
| α Centauri | კენტავრი | −0,27 |
| არქტურუსი | ჩექმები | −0,04 |
| ვეგა | ლირა | 0,03 |
| სამლოცველო | აურიგა | +0,08 |
| რიგელი | ორიონი | +0,12 |
| პროციონი | პატარა ძაღლი | +0,38 |
| აჩერნარი | ერიდანუსი | +0,46 |
| ბეთელგეიზე | ორიონი | +0,50 |
| ალტაირი | არწივი | +0,75 |
| ალდებარანი | კურო | +0,85 |
| ანტარესი | მორიელი | +1,09 |
| პოლუქსი | ტყუპები | +1,15 |
| ფომალჰაუტი | სამხრეთ თევზი | +1,16 |
| დენებმა | გედი | +1,25 |
| რეგულუსი | ლომი | +1,35 |
მზე სხვადასხვა მანძილიდან
ამოცანების ამოხსნა თემაზე: „ვარსკვლავების ნაპერწკალი და ვარსკვლავური სიდიდეები“.
#1 რამდენჯერ უფრო კაშკაშაა სირიუსი ვიდრე ალდებარანი? მზე სირიუსზე კაშკაშაა?
https://pandia.ru/text/78/246/images/image002_37.gif" width="158" height="2 src=">
I1 / I2 - ? !!! მმე –ვარსკვლავის სიდიდე.
I3 / I1 - ? II- ვარსკვლავის სიკაშკაშე, ვარსკვლავის ბრწყინვალება.
№2 რამდენჯერ არის 3,4 მაგნიტუდის ვარსკვლავი სირიუსზე სუსტი, რომელსაც აქვს -1,6 მაგნიტუდა?
https://pandia.ru/text/78/246/images/image004_26.gif">M1=3, 4 I1/I2= 1/ 2.512 5 =1/100.
M2= - 1, 6 პასუხი: სირიუსი ამ ვარსკვლავზე 100-ით კაშკაშაა
შემდეგი პრობლემა თავად მოაგვარეთ.
No3 რამდენჯერ სირიუსი(მ1 \u003d -1.6) პოლარი
(მ2 = + 2, 1)?
დაასრულეთ სატესტო დავალებები.
წარმატებებს გისურვებთ!!!
სატესტო ამოცანები ასტრონომიაში. თემა: „ასტრონომიის საგანი და მნიშვნელობა. Ვარსკვლავიანი ცა. »
1. ასტრონომიის კვლევები:
ა) ზეციური კანონები;
ბ) ვარსკვლავები და სხვა ციური სხეულები;
გ) ციური სხეულების აგებულების, მოძრაობისა და ევოლუციის კანონები.
2. ფიზიკოსებმა მისცეს ასტრონომია:
ა) ხელსაწყოები კოსმოსის შესასწავლად;
ბ) ამოცანების გამოთვლისა და გადაჭრის ფორმები;
გ) სამყაროს შესწავლის მეთოდები.
3. ასტრონომია თქვენ უნდა იცოდეთ:
ა) ვარსკვლავებით ნავიგაციის მიზნით;
ბ) მეცნიერული მსოფლმხედველობის ჩამოყალიბება;
გ) იმიტომ, რომ საინტერესოა ვიცოდეთ როგორ მუშაობს სამყარო.
4. ტელესკოპის ლინზა საჭიროა იმისათვის, რომ:
ა) შეაგროვოს შუქი ციური ობიექტიდან და მიიღოს მისი გამოსახულება;
ბ) შეაგროვოს შუქი ციური ობიექტიდან და გაზარდოს ხედვის კუთხე, რომლის ქვეშაც ჩანს ობიექტი;
გ) მიიღეთ ციური სხეულის გადიდებული გამოსახულება.
5. ტელესკოპის ოკულარი საჭიროა იმისათვის, რომ:
ა) მიიღეთ ციური სხეულის გადიდებული გამოსახულება;
ბ) იხილეთ ლინზის დახმარებით მიღებული ციური სხეულის გამოსახულება;
გ) დიდი კუთხით დაინახოს ლინზის დახმარებით მიღებული ციური სხეულის გამოსახულება.
6. ასტროგრაფი განსხვავდება ვიზუალისთვის შექმნილი ტელესკოპისგან დაკვირვებები:
ა) უფრო მცირე ზრდა;
ბ) დიდი ზრდა;
გ) თვალის არარსებობა.
7. შესაძლებელია თუ არა ლინზის ფოკუსში გადაღებისთვის განკუთვნილი ასტროგრაფის დახასიათება მისი გადიდებით?
ა) დიახ, რადგან ასტროგრაფს აქვს ობიექტივი;
ბ) არა, რადგან ასტროგრაფს არ აქვს ოკულარი;
გ) დიახ, ვინაიდან ნებისმიერი ტელესკოპის მნიშვნელოვანი მახასიათებელია მისი გადიდება.
8. დაკვირვებისას 500-ჯერ მეტი გადიდება იშვიათად გამოიყენება, ვინაიდან:
ა) გამოსახულებები დამახინჯებულია ატმოსფეროს გამო;
ბ) გამოსახულება დამახინჯებულია ლინზების გამო;
გ) ა) და ბ) ფაქტორების ერთობლიობა.
9. განსხვავება რეფრაქტორულ სისტემასა და რეფლექტორ სისტემას შორის არის ის, რომ:
ა) პირველს ლინზას აქვს ოკულარი, მეორეს კი გვერდზე;
ბ) რეფლექტორს აქვს ლინზა-ლინზა, ხოლო რეფრაქტორს აქვს სარკე;
გ) რეფრაქტორში ლინზა არის ლინზა, რეფლექტორში კი სარკე.
10. დისტანციური ობიექტების უფრო დეტალურად სანახავად საჭიროა:
ა) ტელესკოპის ლინზის დიამეტრის გაზრდა;
ბ) ტელესკოპის გადიდების გაზრდა;
გ) უფრო ფართოდ გამოიყენოს დაკვირვებები რადიო დიაპაზონში;
დ) აგრეგატში ა) - გ);
ე) კვლევის ინსტრუმენტების კოსმოსში აყვანა.
11. წარმოიშვა ასტრონომია:
ა) ცნობისმოყვარეობის გამო;
ბ) ჰორიზონტის გვერდებზე ნავიგაცია;
გ) ადამიანთა და ერების ბედის წინასწარმეტყველება;
დ) დროისა და ნავიგაციის გასაზომად
12. განაგრძეთ შეტყობინებები ვარსკვლავური ცის შესახებ 1)-4), ფრაგმენტების გამოყენებით A-D.
1) ჩვენ დედამიწიდან ვუყურებთ ჩვენს გარშემო არსებულ სამყაროს და ყოველთვის გვეჩვენება, რომ ვარსკვლავებით მოფენილი სფერული გუმბათი ვრცელდება ჩვენს ზემოთ.
2) ვარსკვლავურ ცაზე ვარსკვლავები დიდხანს ინარჩუნებენ შედარებით პოზიციას. ამ ერთი შეხედვით თავისებურებისთვის ძველად ვარსკვლავებს ფიქსირებულს უწოდებდნენ.
3) მთელ ცაზე შეუიარაღებელი თვალით ხილული ვარსკვლავების საერთო რაოდენობა დაახლოებით 6000-ია, მის ნახევარში კი დაახლოებით 3000 ვარსკვლავს ვხედავთ. ვარსკვლავები განსხვავდებიან ბრწყინვალებით, ყველაზე კაშკაშა და ფერით.
4) მრავალი თანავარსკვლავედის სახელები შემონახულია უძველესი დროიდან. თანავარსკვლავედების სახელებს შორის არის ობიექტების სახელები, რომლებიც წააგავს თანავარსკვლავედის კაშკაშა ვარსკვლავების მიერ წარმოქმნილ ფიგურებს.
1. ვარსკვლავის ბრწყინვალება გაგებულია, როგორც განათება, რომელსაც ვარსკვლავის შუქი ქმნის დედამიწაზე. ვარსკვლავების ბრწყინვალება იზომება ვარსკვლავური სიდიდეებით.
2. თანავარსკვლავედის ცალკეული ვარსკვლავები მე-17 საუკუნიდან. დაიწყო აღნიშვნა ბერძნული ანბანის ასოებით: „ალფა“, „ბეტა“, „გამა“ და ა.შ., როგორც წესი, ბრწყინვალების კლებადობით.
3. სწორედ ამიტომ გაჩნდა ძველ დროში ბროლის სარდაფის იდეა.
4. სინამდვილეში, ყველა ვარსკვლავი მოძრაობს, აქვს თავისი მოძრაობები, მაგრამ რადგან ისინი ძალიან შორს არიან ჩვენგან, მათი წლიური ცვლა ცაში მხოლოდ რკალის წამის ნაწილს შეადგენს.
1. ვარსკვლავები, რომლებსაც ჩვენ ვაკვირდებით, განლაგებულია ჩვენგან სხვადასხვა მანძილზე, მნიშვნელოვნად აღემატება ნახევარ კილომეტრს.
2. თუ საჭირო იყო თანავარსკვლავედში სხვა ვარსკვლავის დანიშვნა, მაგრამ არ იყო საკმარისი ბერძნული ანბანის ასოები, მაშინ შემდეგი ვარსკვლავებისთვის ისინი იყენებდნენ ლათინური ანბანის ასოებს, შემდეგ კი სერიულ ნომრებს.
3. ახლა თანავარსკვლავედი გაგებულია, როგორც ცის გარკვეული ტერიტორია ხილული ვარსკვლავებით, თანავარსკვლავედების საზღვრები მკაცრად არის განსაზღვრული.
4. 1-ლი სიდიდის ვარსკვლავების სიკაშკაშე 2,512-ჯერ მეტია მეორე სიდიდის ვარსკვლავების სიკაშკაშეზე, 2,512-ჯერ მე-3 სიდიდის ვარსკვლავების სიკაშკაშე და ა.შ.
1. ვინაიდან ვარსკვლავები ინარჩუნებენ თავიანთ შედარებით მდგომარეობას, უკვე ძველ დროში ადამიანები მათ იყენებდნენ როგორც ღირშესანიშნაობებს, რასთან დაკავშირებითაც ცაში ვარსკვლავების დამახასიათებელ კომბინაციებს ადგენდნენ და თანავარსკვლავედებს უწოდებდნენ.
2. ძველ დროში ყველა ვარსკვლავი იყოფოდა ექვს ჯგუფად მათი სიკაშკაშის მიხედვით: ყველაზე კაშკაშა პირველი სიდიდის ვარსკვლავებს ენიჭებოდათ, ყველაზე სუსტებს - მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავებს.
3. მაშასადამე, ვარსკვლავი „ალფა“ თანავარსკვლავედების უმეტესობისთვის არის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ამ თანავარსკვლავედში.
4. რეალურად არ არსებობს სარდაფი და სფეროს სახით ცის შთაბეჭდილება აიხსნება ჩვენი თვალის თავისებურებებით, რომ არ დავიჭიროთ დისტანციებში განსხვავებები, ეს მანძილი 0,5 კმ-ს აღემატება.
1. ყველაზე კაშკაშა ან ყველაზე ღირსშესანიშნავ ვარსკვლავებს, გარდა ასოების აღნიშვნისა, ენიჭებათ საკუთარი სახელები (ჩვეულებრივ, არაბული, ბერძნული და რომაული). ასე რომ, ვარსკვლავს "ალფას" თანავარსკვლავედის Canis Major ეწოდება სირიუსი, "ალფა" თანავარსკვლავედის Lyra - Vega, "theta" Ursa Major - Alkor და ა.შ.
2. სიდიდის დახმარებით შეიძლება ნებისმიერი ვარსკვლავის ბრწყინვალების გამოხატვა და ციური სხეულები პირველი სიდიდის ვარსკვლავებზე კაშკაშაა, აქვთ ნულოვანი ან უარყოფითი სიდიდე. შეუიარაღებელი თვალით უხილავი ციური ობიექტების ბრწყინვალება გამოიხატება ექვსზე მეტი სიდიდით.
3. მთელ ცაზე 88 თანავარსკვლავედია მონიშნული, რომლებიც მთლიანად იკავებენ ვარსკვლავურ ცას.
4. მაშასადამე, ჩვენ გვეჩვენება, რომ ყველა ვარსკვლავი და სხვა ციური ობიექტები განლაგებულია ერთსა და იმავე მანძილზე, ანუ თითქოს გარკვეული სფეროს ზედაპირზე, რომლის ცენტრშიც ყოველთვის არის დამკვირვებელი.
13. განაგრძეთ 1.-4 წინადადებები ფრაგმენტების გამოყენებით:
1) ასტრონომია არის მეცნიერება ციური სხეულების შესახებ. თანამედროვე ასტრონომია სწავლობს ციური სხეულების და მათი სისტემების მოძრაობას, სტრუქტურას, ურთიერთკავშირს, ფორმირებასა და განვითარებას...
2) ასტრონომია უძველესი მეცნიერებაა დედამიწაზე. ასტრონომია წარმოიშვა ადამიანის პრაქტიკული მოთხოვნილებებიდან ...
3). ჩვენს დროში კი ასტრონომია უამრავ პრაქტიკულ პრობლემას წყვეტს.
4) ასტრონომიის განვითარება ხელს უწყობს პროგრესს ფიზიკაში, მათემატიკაში, ქიმიასა და ტექნოლოგიაში ...
ხუთი). ასტრონომიას განსაკუთრებული მნიშვნელობა აქვს მეცნიერული მსოფლმხედველობის ფორმირებისთვის. ვარსკვლავურ ცაზე დაკვირვებამ, მზის, მთვარის და სხვა ციური სხეულების მოძრაობამ მეცნიერული ცოდნის გარეშე შეიძლება გამოიწვიოს (და რეალურად გამოიწვიოს) არასწორი შეხედულებები გარემომცველი სამყაროს სტრუქტურაზე და ყველა სახის ცრურწმენებამდე ...
მაგრამ . ეს ამოცანები მოიცავს ზუსტ დროს, გამოთვლას და კალენდრის შედგენას, დედამიწაზე გეოგრაფიული კოორდინატების განსაზღვრას.
ბ.მაგალითად, საკმარისია მივუთითოთ მიღწევები ასტისარაკეტო ტექნოლოგია, ხელოვნური თანამგზავრებისა და კოსმოსური ხომალდების შექმნა. ამ მიღწევებმა, თავის მხრივ, გამოიწვია რადიო ელექტრონიკის სწრაფი განვითარება. ეს არის ასტრონომიის პრაქტიკული მნიშვნელობა.
IN. ასტრონომია, ციური სხეულების ფიზიკური ბუნების შესწავლა, მათი და მათი სისტემების სტრუქტურისა და მოძრაობის ფაქტობრივი კანონების გამოვლენა, ადასტურებს სამყაროს ერთიანობას, ამტკიცებს, რომ სამყარო მატერიალურია, რომ სამყაროში ყველა პროცესი მიმდინარეობს ამის შედეგად. ბუნებრივი განვითარება ყოველგვარი ზებუნებრივი ძალების ჩარევის გარეშე. ჩვენს გარშემო არსებული სამყაროს შესახებ ვრცელი ფაქტობრივი მასალის საფუძველზე, ასტრონომია ამტკიცებს მეცნიერულ მსოფლმხედველობას.
გ.შედეგად, ჩვენ ვიღებთ წარმოდგენას სამყაროს ჩვენი დაკვირვებისთვის ხელმისაწვდომი ნაწილის სტრუქტურისა და განვითარების შესახებ.
E. იქ, სადაც სეზონების მკვეთრი ცვლილება არ არის (მაგალითად, ეგვიპტეში), მხოლოდ ვარსკვლავებით მოჭედილი ცის დაკვირვებით იყო შესაძლებელი იმის დადგენა, როდის დაწყებულიყო თესვა; პასტორალისტებსა და მეზღვაურებს ჰქონდათ ორიენტაციის მოთხოვნილება როგორც უდაბნოში, ასევე ზღვაზე - ეს ასევე აიძულებდა მათ დაეკვირვებინათ ციური სხეულების მოძრაობა; საზოგადოების განვითარებამ დასაბამი მისცა კალენდარს.
ჩაწერეთ თქვენი საშინაო დავალება:
1) ამოცანა: რომელი ვარსკვლავია უფრო კაშკაშა - 2 მ ვარსკვლავი თუ 5 მ ვარსკვლავი?
(2 მ არის მეორე სიდიდის ვარსკვლავი, ...)
2) ??? : მაგრამ ) როგორ ფიქრობთ, შესაძლებელია თუ არა რომელიმე თანავარსკვლავედში ფრენა?
ბ)რამდენი დრო სჭირდება სირიუსის სინათლეს ჩვენამდე მისასვლელად (მანძილი 8,1 * 1016 მ)?
ლიტერატურა:
1. „ასტრონომია-11“, მოსკოვი, „განმანათლებლობა“, 1994 წ., პუნქტები 1, 2.
2., „ასტრონომია-11“, მოსკოვი, „განმანათლებლობა“, 1993, პუნქტები 1, 2 (2.1), 13.
შეამოწმეთ დავალებების სისწორე:
No 3. პასუხი: სირიუსი 30-ჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე ჩრდილოეთ ვარსკვლავი.
სატესტო დავალებების პასუხების კოდები:
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.
დაიღალა? დამშვიდდი! შეხედე!
რა ლამაზია ეს სამყარო!
ნახვამდის!!!
საშინაო დავალების პასუხები:
1) 2მ ვარსკვლავი 2,5123-ჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე 5მ ვარსკვლავი.
2) თანავარსკვლავედი არის ცის პირობითად განსაზღვრული მონაკვეთი, რომლის შიგნით არის მნათობები, რომლებიც განლაგებულია ჩვენგან სხვადასხვა მანძილზე. ამიტომ გამოთქმა „გაფრინდე თანავარსკვლავედში“ უაზროა.
