(notat cu m - din engleză. magnitudine) - o cantitate adimensională care caracterizează luminozitatea unui corp ceresc (cantitatea de lumină care vine din acesta) din punctul de vedere al unui observator pământesc. Cu cât un obiect este mai luminos, cu atât este mai mică magnitudinea lui aparentă.

Cuvântul „aparent” din nume înseamnă doar că magnitudinea este observată de pe Pământ și este folosit pentru a o distinge de magnitudinea absolută. Acest nume se referă nu numai la lumina vizibilă. Mărimea care este percepută de ochiul uman (sau alt receptor cu aceeași sensibilitate spectrală) se numește vizual.

Mărimea este notă cu o literă mică m ca superscript la o valoare numerică. De exemplu, 2 m înseamnă a doua magnitudine.

Istorie

Conceptul de mărime a fost introdus de astronomul grec antic Hiparh în secolul al II-lea î.Hr. El a distribuit toate stelele accesibile cu ochiul liber în șase mărimi: le-a numit stelele strălucitoare de prima magnitudine, naytmyanish - a șasea. Pentru magnitudini intermediare, s-a crezut că, să zicem, stelele de a treia magnitudine sunt la fel de mai slabe ca stelele de a doua magnitudine, deoarece sunt mai strălucitoare decât stelele de a patra magnitudine. Această metodă de măsurare a strălucirii a câștigat popularitate datorită Almagestului, catalogul de vedete al lui Claudius Ptolemeu.

O astfel de scară de clasificare a fost folosită aproape neschimbată până la mijlocul secolului al XIX-lea. Primul care a tratat magnitudinea stelară ca o caracteristică mai degrabă cantitativă decât calitativă a fost Friedrich Argelander. El a fost cel care a început să aplice cu încredere fracțiile zecimale ale mărimilor stelare.

1856 Norman Pogson a oficializat scara de magnitudine, stabilind că o stea de prima magnitudine este exact de 100 de ori mai strălucitoare decât o stea de a șasea magnitudine. Întrucât, în conformitate cu legea Weber-Fechner, schimbarea iluminării acelasi numar de ori percepută de ochi ca o schimbare cu aceeași sumă atunci o diferență de o magnitudine corespunde unei modificări a intensității luminii cu un factor de ≈ 2,512. Acesta este un număr irațional care se numește Numărul Pogson.

Deci, scara mărimilor stelare este logaritmică: diferența de mărimi stelare a două obiecte este determinată de ecuația:

, , sunt mărimile stelare ale obiectelor, , sunt iluminările create de acestea.

Această formulă face posibilă determinarea doar a diferenței de mărimi stelare, dar nu și a mărimilor în sine. Pentru a construi o scară absolută cu ajutorul ei, este necesar să setați un punct zero - iluminare, care corespunde cu magnitudinea zero (0 m). La început, Pogson a folosit Steaua Polară ca standard, presupunând că are exact a doua magnitudine. După ce a devenit clar că Polaris era o stea variabilă, scara a început să fie legată de Vega (căreia i s-a atribuit o valoare zero), iar apoi (când Vega era și suspectată de variabilitate), punctul zero al scalei a fost redefinit cu ajutorul mai multor alte stele. Cu toate acestea, pentru observațiile vizuale, Vega poate servi ca standard de magnitudine zero și mai mult, deoarece magnitudinea sa în lumina vizibilă este de 0,03 m, care nu diferă de zero la ochi.

Scara modernă de magnitudine nu este limitată la șase magnitudini sau doar la lumină vizibilă. Mărimea obiectelor foarte luminoase este negativă. De exemplu, Sirius, cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții, are o magnitudine aparentă de -1,47 m. De asemenea, tehnologia modernă face posibilă măsurarea luminozității Lunii și a Soarelui: Luna plină are o magnitudine aparentă de -12,6 m, iar Soarele -26,8 m. Telescopul orbital Hubble poate observa stele de până la 31,5 m în raza vizibilă.

Dependența spectrală

Mărimea stelelor depinde de domeniul spectral în care se efectuează observația, deoarece fluxul luminos de la orice obiect din diferite domenii este diferit.

• Mărimea bolometrică arată puterea totală de radiație a obiectului, adică fluxul total în toate intervalele spectrale. Bolometrul este măsurat.

Cel mai comun sistem fotometric, sistemul UBV, are 3 benzi (domenii spectrale în care se fac măsurători). În consecință, există:

• magnitudinea ultravioletei (U)- determinată în domeniul ultraviolet;

• Mărimea „albastrui”. (B) — se determină în intervalul albastru;

• amploarea vizuală (V)- se determină în domeniul vizibil; curba de răspuns spectral este aleasă pentru a se potrivi mai bine cu vederea umană. Ochiul este cel mai sensibil la lumina galben-verde cu o lungime de undă de aproximativ 555 nm.

Diferența (U-B sau B-V) dintre mărimile aceluiași obiect în benzi diferite arată culoarea acestuia și se numește indice de culoare. Cu cât indicele de culoare este mai mare, cu atât obiectul este mai roșu.

Există și alte sisteme fotometrice, fiecare dintre ele având benzi diferite și, în consecință, pot fi măsurate cantități diferite. De exemplu, în vechiul sistem fotografic, s-au folosit următoarele cantități:

• amploarea fotovizuală (m pv)- o măsură de înnegrire a imaginii unui obiect pe o placă fotografică cu filtru de lumină portocalie;

• amploarea fotografică (m pg)- măsurat pe o placă fotografică convențională, care este sensibilă la intervalele albastre și ultraviolete ale spectrului.

Mărimile stelare aparente ale unor obiecte

Un obiect	m
Soarele	-26,73
Lună plină	-12,92
Flare de iridiu (maximum)	-9,50
Venus (maximum)	-4,89
Venus (minimum)	-3,50
Jupiter (maximum)	-2,94
Marte (maximum)	-2,91
Mercur (maximum)	-2,45
Jupiter (minimum)	-1,61
Sirius (cea mai strălucitoare stea de pe cer)	-1,47
Canopus (a doua cea mai strălucitoare stea de pe cer)	-0,72
Saturn (maximum)	-0,49
Alpha Centauri luminozitate cumulativă A, B	-0,27
Arcturus (a treia cea mai strălucitoare stea de pe cer)	0,05
Alpha Centauri A (a patra cea mai strălucitoare stea de pe cer)	-0,01
Vega (a cincea cea mai strălucitoare stea de pe cer)	0,03
Saturn (minimum)	1,47
Marte (minimum)	1,84
SN 1987A - supernova 1987 în Marele Nor Magellanic	3,03
nebuloasa Andromeda	3,44
Stele slabe care sunt vizibile în zonele metropolitane	3 … + 4
Ganymede este o lună a lui Jupiter, cea mai mare lună din sistemul solar (maximum)	4,38
4 Vesta (asteroid luminos), la maxim	5,14
Uranus (maximum)	5,32
Galaxia Triangulum (M33), vizibilă cu ochiul liber pe cer senin	5,72
Mercur (minimum)	5,75
Uranus (minimum)	5,95
Stele Naymanishi vizibile cu ochiul liber în mediul rural	6,50
Ceres (maximum)	6,73
NGC 3031 (M81), vizibil cu ochiul liber sub un cer perfect	6,90
Stele nocturne vizibile cu ochiul liber pe un cer perfect (Observatorul Mauna Kea, Deșertul Atacama)	7,72
Neptun (maximum)	7,78
Neptun (minimum)	8,01
Titan este o lună a lui Saturn, a doua cea mai mare lună din sistemul solar (maximum)	8,10
Proxima Centauri	11,10
Cel mai strălucitor quasar	12,60
Pluto (maximum)	13,65
Makemake în opoziție	16,80
Haumea în opoziție	17,27
Eris în opoziție	18,70
Stele slabe văzute într-o imagine CCD de 24 inchi cu o expunere de 30 de minute	22
Cel mai mic obiect disponibil pe telescopul de la sol de 8 metri	27
Cel mai mic obiect disponibil pe telescopul spațial Hubble	31,5
Cel mai mic obiect care va fi disponibil pe telescopul de la sol de 42 de metri	36
Cel mai mic obiect care va fi disponibil pe telescopul orbital OWL (lansarea este programată pentru 2020)	38

Fiecare dintre aceste stele are o anumită magnitudine care vă permite să le vedeți.

O magnitudine este o mărime numerică adimensională care caracterizează luminozitatea unei stele sau a unui alt corp cosmic în raport cu zona aparentă. Cu alte cuvinte, această valoare reflectă numărul de unde electromagnetice înregistrate de corp de către observator. Prin urmare, această valoare depinde de caracteristicile obiectului observat și de distanța de la observator la acesta. Termenul acoperă numai spectrele vizibile, infraroșii și ultraviolete ale radiațiilor electromagnetice.

În ceea ce privește sursele punctuale de lumină, se folosește și termenul de „strălucire”, iar pentru cele extinse - „luminozitate”.

Un savant grec antic care a trăit în Turcia în secolul al II-lea î.Hr. e., este considerat unul dintre cei mai influenți astronomi ai antichității. El a întocmit un volumetric, primul din Europa, care descrie locația a peste o mie de corpuri cerești. Hipparchus a introdus, de asemenea, o asemenea caracteristică ca mărime. Observând stelele cu ochiul liber, astronomul a decis să le împartă după luminozitate în șase magnitudini, unde prima magnitudine este obiectul cel mai strălucitor, iar a șasea este cel mai slab.

În secolul al XIX-lea, astronomul britanic Norman Pogson a îmbunătățit scara pentru măsurarea magnitudinii stelare. El a extins gama valorilor sale și a introdus o dependență logaritmică. Adică, cu o creștere a mărimii cu unu, luminozitatea obiectului scade cu un factor de 2,512. Atunci o stea de magnitudinea 1 (1 m) este de o sută de ori mai strălucitoare decât o stea de magnitudinea a 6-a (6 m).

Standard de mărime

Standardul unui corp ceresc cu magnitudine zero a fost considerat inițial drept strălucirea punctului cel mai luminos din interior. Ceva mai târziu, a fost prezentată o definiție mai precisă a unui obiect de magnitudine zero - iluminarea sa ar trebui să fie de 2,54 10 −6 lux, iar fluxul luminos în domeniul vizibil este de 10 6 quanta / (cm² s).

Amploarea aparentă

Caracteristica descrisă mai sus, care a fost identificată de Hiparh din Niceea, a devenit ulterior cunoscută drept „vizibilă” sau „vizuală”. Aceasta înseamnă că poate fi observată atât cu ajutorul ochilor umani în raza vizibilă, cât și folosind diverse instrumente precum un telescop, inclusiv în raza ultravioletă și în infraroșu. Mărimea constelației este de 2 m. Cu toate acestea, știm că Vega cu magnitudine zero (0 m) nu este cea mai strălucitoare stea de pe cer (a cincea ca luminozitate, a treia pentru observatorii de pe teritoriul CSI). Prin urmare, stelele mai strălucitoare pot avea o magnitudine negativă, de exemplu, (-1,5 m). De asemenea, se știe astăzi că printre corpurile cerești pot fi nu numai stele, ci și corpuri care reflectă lumina stelelor - planete, comete sau asteroizi. Magnitudinea totală este -12,7 m.

Mărimea și luminozitatea absolută

Pentru a putea compara adevărata strălucire a corpurilor cosmice, a fost dezvoltată o asemenea caracteristică precum magnitudinea absolută. Potrivit acesteia, valoarea mărimii stelare aparente a obiectului este calculată dacă acest obiect ar fi situat la 10 (32,62) de Pământ. În acest caz, nu există nicio dependență de distanța până la observator atunci când se compară diferite stele.

Magnitudinea absolută pentru obiectele spațiale folosește o distanță diferită de la corp la observator. Și anume 1 unitate astronomică, în timp ce, teoretic, observatorul ar trebui să fie în centrul Soarelui.

O cantitate mai modernă și mai utilă în astronomie a devenit „luminozitate”. Această caracteristică determină totalul pe care corpul cosmic îl radia într-o anumită perioadă de timp. Pentru calculul său, se folosește doar magnitudinea stelară absolută.

Dependența spectrală

După cum am menționat mai devreme, magnitudinea poate fi măsurată pentru diferite tipuri de radiații electromagnetice și, prin urmare, are valori diferite pentru fiecare domeniu al spectrului. Pentru a obține o imagine a oricărui obiect spațial, pot folosi astronomii, care sunt mai sensibili la partea de înaltă frecvență a luminii vizibile, iar stelele se dovedesc a fi albastre în imagine. O astfel de magnitudine stelară se numește „fotografică”, m Pv . Pentru a obține o valoare apropiată de vizuală („fotovizual”, m P), placa fotografică este acoperită cu o emulsie ortocromatică specială și se folosește un filtru de lumină galbenă.

Oamenii de știință au compilat un așa-numit sistem fotometric de intervale, datorită căruia este posibil să se determine principalele caracteristici ale corpurilor cosmice, cum ar fi: temperatura suprafeței, gradul de reflexie a luminii (albedo, nu pentru stele), gradul de absorbție a luminii, si altii. Pentru a face acest lucru, corpul de iluminat este fotografiat în diferite spectre de radiație electromagnetică și compararea ulterioară a rezultatelor. Pentru fotografie, următoarele filtre sunt cele mai populare: ultraviolete, albastre (mărimea fotografică) și galben (aproape de intervalul fotovizual).

O fotografie cu energiile captate ale tuturor gamelor de unde electromagnetice determină așa-numita mărime bolometrică (m b). Cu ajutorul lui, cunoscând distanța și gradul de extincție interstelară, astronomii calculează luminozitatea unui corp cosmic.

Mărimile stelelor ale unor obiecte

• Soare = -26,7 m
• Lună Plină = -12,7 m
• Flash Iridium = -9,5 m. Iridium este un sistem de 66 de sateliți care orbitează în jurul Pământului și servesc pentru a transmite voce și alte date. Periodic, suprafața fiecăruia dintre cele trei vehicule principale reflectă lumina soarelui către Pământ, creând cel mai strălucitor fulger neted de pe cer timp de până la 10 secunde.

Stelele sunt cel mai comun tip de corpuri cerești din univers. Există aproximativ 6000 de stele până la magnitudinea a 6-a, aproximativ un milion până la magnitudinea a 11-a și aproximativ 2 miliarde dintre ele pe întreg cerul până la magnitudinea a 21-a.

Toate, ca și Soarele, sunt bile fierbinți de gaz auto-luminoase, în adâncurile cărora se eliberează o energie uriașă. Cu toate acestea, stelele, chiar și în cele mai puternice telescoape, sunt vizibile ca puncte luminoase, deoarece sunt foarte departe de noi.

1. Paralaxa anuală și distanțe până la stele

Raza Pământului se dovedește a fi prea mică pentru a servi drept bază pentru măsurarea deplasării paralactice a stelelor și pentru determinarea distanțelor până la acestea. Chiar și pe vremea lui Copernic, era clar că dacă Pământul se învârte cu adevărat în jurul Soarelui, atunci pozițiile aparente ale stelelor pe cer trebuie să se schimbe. În șase luni, Pământul se mișcă după diametrul orbitei sale. Direcțiile către stea din puncte opuse ale acestei orbite trebuie să fie diferite. Cu alte cuvinte, stelele ar trebui să aibă o paralaxă anuală vizibilă (Fig. 72).

Paralaxa anuală a unei stele ρ este unghiul la care se poate vedea semiaxa majoră a orbitei pământului (egal cu 1 UA) de la o stea dacă aceasta este perpendiculară pe linia de vedere.

Cu cât distanța D până la stea este mai mare, cu atât paralaxa acesteia este mai mică. Schimbarea paralactică a poziției stelei pe cer în timpul anului are loc de-a lungul unei mici elipse sau cerc dacă steaua se află la polul ecliptic (vezi Fig. 72).

Copernic a încercat, dar nu a reușit să detecteze paralaxa stelelor. El a afirmat corect că stelele erau prea departe de Pământ pentru ca instrumentele existente atunci să detecteze deplasarea lor paralactică.

Prima măsurare fiabilă a paralaxei anuale a stelei Vega a fost făcută în 1837 de academicianul rus V. Ya. Struve. Aproape concomitent cu el în alte țări, au fost determinate paralaxele a încă două stele, dintre care una a fost α Centauri. Această stea, care nu este vizibilă în URSS, s-a dovedit a fi cea mai apropiată de noi, paralaxa ei anuală este ρ = 0,75". La acest unghi, un fir de 1 mm grosime este vizibil cu ochiul liber de la o distanță de 280 m. .deplasări unghiulare mici.

Distanța până la stea unde a este semiaxa majoră a orbitei pământului. La unghiuri mici dacă p este exprimat în secunde de arc. Apoi, luând a = 1 a. e., obținem:

Distanța până la cea mai apropiată stea α Centauri D \u003d 206 265 ": 0,75" \u003d 270.000 a. e. Lumina parcurge această distanță în 4 ani, în timp ce durează doar 8 minute de la Soare la Pământ și aproximativ 1 s de la Lună.

Distanța pe care o parcurge lumina într-un an se numește an lumină.. Această unitate este folosită pentru a măsura distanța împreună cu parsec (buc).

Un parsec este distanța de la care semiaxa majoră a orbitei pământului, perpendiculară pe linia de vedere, este vizibilă la un unghi de 1".

Distanța în parsec este egală cu inversul paralaxei anuale, exprimată în secunde de arc. De exemplu, distanța până la stea α Centauri este de 0,75" (3/4") sau 4/3 buc.

1 parsec = 3,26 ani lumină = 206.265 UA e. = 3 * 10 13 km.

În prezent, măsurarea paralaxei anuale este principala metodă de determinare a distanțelor până la stele. Paralaxele au fost deja măsurate pentru foarte multe stele.

Măsurând paralaxa anuală, se poate determina în mod fiabil distanța până la stelele situate nu mai mult de 100 pc sau 300 de ani lumină.

De ce nu este posibil să se măsoare cu precizie paralaxa anuală a mai mult de o stele îndepărtate?

Distanța până la stelele mai îndepărtate este în prezent determinată prin alte metode (vezi §25.1).

2. Mărimea aparentă și absolută

Luminozitatea stelelor. După ce astronomii au reușit să determine distanța față de stele, s-a constatat că stelele diferă în luminozitate aparentă, nu numai din cauza diferenței dintre distanțe, ci și din cauza diferenței lor. luminozitate.

Luminozitatea unei stele L este puterea de radiație a energiei luminoase în comparație cu puterea de radiație a luminii de către Soare.

Dacă două stele au aceeași luminozitate, atunci steaua care este cea mai îndepărtată de noi are o luminozitate aparentă mai mică. Compararea stelelor în funcție de luminozitate este posibilă numai dacă luminozitatea (magnitudinea) aparentă a acestora este calculată pentru aceeași distanță standard. O astfel de distanță în astronomie este considerată a fi de 10 buc.

Magnitudinea stelară aparentă pe care ar avea-o o stea dacă s-ar afla la o distanță standard D 0 \u003d 10 pc de noi a fost numită magnitudine absolută M.

Să luăm în considerare raportul cantitativ al mărimilor stelare aparente și absolute ale unei stele la o distanță cunoscută D față de ea (sau paralaxa p). Amintiți-vă mai întâi că o diferență de 5 magnitudini corespunde unei diferențe de luminozitate de exact 100 de ori. În consecință, diferența de magnitudine aparentă a stelelor a două surse este egală cu una, atunci când una dintre ele este mai strălucitoare decât cealaltă exact o dată (această valoare este aproximativ egală cu 2,512). Cu cât sursa este mai strălucitoare, cu atât este considerată mai mică magnitudinea sa aparentă. În cazul general, raportul dintre luminozitatea aparentă a oricăror două stele I 1:I 2 este legat de diferența dintre mărimile lor aparente m 1 și m 2 printr-o relație simplă:

Fie m mărimea aparentă a unei stele situate la distanța D. Dacă ar fi observată de la o distanță D 0 = 10 pc, mărimea sa aparentă m 0 ar fi, prin definiție, egală cu mărimea absolută M. Atunci luminozitatea sa aparentă s-ar schimba prin

În același timp, se știe că luminozitatea aparentă a unei stele variază invers cu pătratul distanței sale. Asa de

(2)

Prin urmare,

(3)

Luând logaritmul acestei expresii, găsim:

(4)

unde p este exprimat în secunde de arc.

Aceste formule dau mărimea absolută M din cea cunoscută magnitudine aparenta m la o distanță reală față de steaua D. De la o distanță de 10 pc, Soarele nostru ar arăta aproximativ ca o stea de magnitudinea a cincea aparentă, adică pentru Soare M ≈5.

Cunoscând magnitudinea absolută M a unei stele, este ușor de calculat luminozitatea acesteia L. Luând luminozitatea Soarelui L = 1, prin definiția luminozității, putem scrie că

Valorile lui M și L în diferite unități exprimă puterea de radiație a stelei.

Studiul stelelor arată că acestea pot diferi în luminozitate de zeci de miliarde de ori. În mărimi stelare, această diferență ajunge la 26 de unități.

Valori absolute stelele cu luminozitate foarte mare sunt negative și ajung la M = -9. Astfel de stele sunt numite giganți și supergiganți. Radiația stelei S Doradus este de 500.000 de ori mai puternică decât radiația Soarelui nostru, luminozitatea sa este L=500.000, piticii cu M=+17 (L=0,000013) au cea mai mică putere de radiație.

Pentru a înțelege motivele diferențelor semnificative de luminozitate a stelelor, este necesar să se ia în considerare celelalte caracteristici ale acestora, care pot fi determinate pe baza analizei radiațiilor.

3. Culoarea, spectrele și temperatura stelelor

În timpul observațiilor tale, ai observat că stelele au o culoare diferită, care este clar vizibilă în cele mai strălucitoare dintre ele. Culoarea unui corp încălzit, inclusiv a stelelor, depinde de temperatura acestuia. Acest lucru face posibilă determinarea temperaturii stelelor din distribuția energiei în spectrul lor continuu.

Culoarea și spectrul stelelor sunt legate de temperatura lor. La stelele relativ reci predomină radiația din regiunea roșie a spectrului, motiv pentru care au o culoare roșiatică. Temperatura stelelor roșii este scăzută. Crește succesiv de la stele roșii la portocaliu, apoi la galben, gălbui, alb și albăstrui. Spectrele stelelor sunt extrem de diverse. Ele sunt împărțite în clase, notate cu litere și cifre latine (vezi dosarul din spate). În spectrele stelelor roșii reci din clasa M cu o temperatură de aproximativ 3000 K sunt vizibile benzi de absorbție ale celor mai simple molecule diatomice, cel mai adesea oxid de titan. Spectrele altor stele roșii sunt dominate de oxizi de carbon sau zirconiu. Stele roșii de prima magnitudine clasa M - Antares, Betelgeuse.

În spectrele stelelor G galbene, care includ Soarele (cu o temperatură de 6000 K la suprafață), predomină linii subțiri de metale: fier, calciu, sodiu etc. O stea ca Soarele din punct de vedere al spectrului, culorii și temperaturii este Capela strălucitoare din constelația Auriga.

În spectrele stelelor albe de clasa A, precum Sirius, Vega și Deneb, liniile de hidrogen sunt cele mai puternice. Există multe linii slabe de metale ionizate. Temperatura unor astfel de stele este de aproximativ 10.000 K.

În spectrele celor mai fierbinți, albăstrui stele cu o temperatură de aproximativ 30.000 K sunt vizibile linii de heliu neutru și ionizat.

Temperaturile majorității stelelor sunt între 3.000 și 30.000 K. Câteva stele au temperaturi în jur de 100.000 K.

Astfel, spectrele stelelor sunt foarte diferite unele de altele și pot fi folosite pentru a determina compoziția chimică și temperatura atmosferelor stelelor. Studiul spectrelor a arătat că hidrogenul și heliul sunt predominante în atmosferele tuturor stelelor.

Diferențele dintre spectrele stelare sunt explicate nu atât de diversitatea compoziției lor chimice, cât de diferența de temperatură și de alte condiții fizice din atmosferele stelare. La temperaturi ridicate, moleculele se descompun în atomi. La o temperatură și mai mare, atomii mai puțin durabili sunt distruși, se transformă în ioni, pierzând electroni. Atomii ionizați ai multor elemente chimice, cum ar fi atomii neutri, emit și absorb energie de anumite lungimi de undă. Prin compararea intensității liniilor de absorbție ale atomilor și ionilor aceluiași element chimic, se determină teoretic numărul lor relativ. Este o funcție de temperatură. Deci, din liniile întunecate ale spectrelor stelelor, puteți determina temperatura atmosferei lor.

Stele de aceeași temperatură și culoare, dar luminozități diferite, au aceleași spectre în general, dar se pot observa diferențe în intensitățile relative ale unor linii. Acest lucru se datorează faptului că la aceeași temperatură presiunea din atmosferele lor este diferită. De exemplu, în atmosferele stelelor gigantice, presiunea este mai mică, sunt mai rare. Dacă această dependență este exprimată grafic, atunci mărimea absolută a stelei poate fi găsită din intensitatea liniilor și apoi, folosind formula (4), se poate determina distanța până la aceasta.

Exemplu de rezolvare a problemei

O sarcină. Care este luminozitatea stelei ζ Scorpion, dacă magnitudinea sa aparentă este 3, iar distanța până la ea este de 7500 sv. ani?

Exercițiul 20

1. De câte ori este Sirius mai strălucitor decât Aldebaran? Soarele este mai strălucitor decât Sirius?

2. O stea este de 16 ori mai strălucitoare decât cealaltă. Care este diferența dintre mărimile lor?

3. Paralaxa lui Vega este de 0,11". Cât timp durează lumina de la ea pentru a ajunge pe Pământ?

4. Câți ani ar fi nevoie pentru a zbura către constelația Lyra cu o viteză de 30 km/s pentru ca Vega să devină de două ori mai aproape?

5. De câte ori este o stea cu magnitudinea 3,4 mai slabă decât Sirius, care are o magnitudine aparentă de -1,6? Care sunt mărimile absolute ale acestor stele dacă distanța față de ambele este de 3 buc?

6. Numiți culoarea fiecăreia dintre stele din apendicele IV în funcție de tipul lor spectral.

(de pe Wikipedia)

Magnitudine - o caracteristică numerică a unui obiect de pe cer, cel mai adesea o stea, care arată câtă lumină vine de la acesta până în punctul în care se află observatorul.

Vizibil (vizual)

Conceptul modern de magnitudine aparentă a stelelor este realizat în așa fel încât să corespundă mărimilor atribuite stelelor de către astronomul grec antic Hiparh în secolul al II-lea î.Hr. e. Hipparchus a împărțit toate stelele în șase mărimi. El a numit cele mai strălucitoare stele de prima magnitudine, cele mai slabe - stelele de a șasea magnitudine. Valorile intermediare le-a distribuit uniform între stelele rămase.

Mărimea aparentă a stelelor depinde nu numai de cât de multă lumină emite un obiect, ci și de cât de departe se află de observator. Magnitudinea stelară aparentă este considerată o unitate de măsură sclipici stele și cu cât strălucirea este mai mare, cu atât magnitudinea este mai mică și invers.

În 1856, N. Pogson a propus o formalizare a scării de mărime. Mărimea aparentă a stelelor este determinată de formula:

Unde eu- fluxul luminos de la obiect, C- constant.

Deoarece această scară este relativă, punctul său zero (0 m ) este definit ca luminozitatea unei astfel de stele, în care fluxul luminos este de 10³ cuante / (cm² s Å) în lumină verde (scara UBV) sau 10 6 cuante / ( cm² ) s·Å) în întreaga gamă vizibilă de lumină. O stea aflată la 0 m în afara atmosferei terestre creează o iluminare de 2,54 10 −6 lux.

Scara mărimilor stelare este logaritmică, deoarece o modificare a luminozității de același număr de ori este percepută ca fiind aceeași (legea Weber-Fechner). În plus, din moment ce Hipparchus a decis că amploarea subiectelor Mai puțin decât o stea mai luminos, atunci există un semn minus în formulă.

Următoarele două proprietăți ajută la utilizarea magnitudinilor stelare aparente în practică:

1. O creștere a fluxului luminos cu un factor de 100 corespunde unei scăderi a mărimii stelare aparente cu exact 5 unități.
2. O scădere a mărimii cu o unitate înseamnă o creștere a fluxului luminos de 10 1/2,5 = 2,512 ori.

Astăzi, magnitudinea stelară aparentă este folosită nu numai pentru stele, ci și pentru alte obiecte, de exemplu, pentru Lună și Soare și planete. Deoarece pot fi mai strălucitoare decât cea mai strălucitoare stea, pot avea o magnitudine aparentă negativă.

Mărimea aparentă depinde de sensibilitatea spectrală a receptorului de radiații (ochi, detector fotoelectric, placă fotografică etc.)

• vizual magnitudine ( V sau m v ) este determinată de spectrul de sensibilitate al ochiului uman (lumina vizibilă), care are o sensibilitate maximă la o lungime de undă de 555 nm. sau fotografic cu un filtru portocaliu.

• fotografică sau magnitudinea „albastru” ( B sau m p ) se determină prin fotometrizarea imaginii unei stele pe o placă fotografică sensibilă la razele albastre și ultraviolete, sau folosind un fotomultiplicator antimoniu-cesiu cu filtru albastru.

• ultraviolet magnitudine ( U) are un maxim în ultraviolet la o lungime de undă de aproximativ 350 nm.

Diferențele de mărime ale unui obiect în diferite intervale U−Bși B−V sunt indicatori integrali ai culorii obiectului, cu cât sunt mai mari, cu atât obiectul este mai roșu.

• Bolometrică magnitudinea corespunde puterii totale de radiație a stelei, adică puterea însumată pe întregul spectru de radiații. Pentru a-l măsura, se folosește un dispozitiv special - un bolometru.

absolut

Mărimea absolută (M ) este definită ca mărimea aparentă a unui obiect dacă acesta ar fi situat la o distanță de 10 parsecs de observator. Mărimea bolometrică absolută a Soarelui este de +4,7. Dacă se cunosc magnitudinea stelară aparentă și distanța până la obiect, mărimea stelară absolută poate fi calculată folosind formula:

Unde d 0 = 10 buc ≈ 32,616 ani lumină.

În consecință, dacă mărimile stelelor aparente și absolute sunt cunoscute, distanța poate fi calculată folosind formula

Mărimea absolută este legată de luminozitate prin următoarea relație: unde și sunt luminozitatea și magnitudinea absolută a Soarelui.

Mărimile stelelor ale unor obiecte

Un obiect	m
Soarele	−26,7
luna la luna plina	−12,7
Explozie de iridiu (maximum)	−9,5
Supernova 1054 (maximum)	−6,0
Venus (maximum)	−4,4
Pământul (văzut de la Soare)	−3,84
Marte (maximum)	−3,0
Jupiter (maximum)	−2,8
Stația Spațială Internațională (maximum)	−2
Mercur (maximum)	−1,9
Galaxia Andromeda	+3,4
Proxima Centauri	+11,1
Cel mai strălucitor quasar	+12,6
Cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber	+6 până la +7
Cel mai slab obiect capturat de un telescop de la sol de 8 metri	+27
Cel mai slab obiect capturat de telescopul spațial Hubble	+30

Un obiect	Constelaţie	m
Sirius	Caine mare	−1,47
Canopus	Chilă	−0,72
α Centauri	Centaurus	−0,27
Arcturus	Cizme	−0,04
Vega	Lyra	0,03
Capelă	Auriga	+0,08
Rigel	Orion	+0,12
Procion	caine mic	+0,38
Achernar	eridanus	+0,46
Betelgeuse	Orion	+0,50
Altair	Vultur	+0,75
Aldebaran	Taurul	+0,85
Antares	Scorpion	+1,09
Pollux	Gemenii	+1,15
Fomalhaut	peștele sudic	+1,16
Deneb	Lebădă	+1,25
Regulus	un leu	+1,35

Soare de la diferite distanțe

Rezolvarea problemelor pe tema: „Sclipire de stele și magnitudini stelare”.

#1 De câte ori este mai strălucitor Sirius decât Aldebaran? Soarele este mai strălucitor decât Sirius?

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

I1 / I2 - ? !!! mi –magnitudinea stelei.

I3 / I1 - ? II- strălucirea unei stele, strălucirea unei stele.

Nr. 2 De câte ori o stea cu magnitudinea 3,4 este mai slabă decât Sirius, care are magnitudinea -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 Răspuns: Sirius este cu 100 mai strălucitor decât această stea

Rezolvați singur următoarea problemă.

Nr. 3 De câte ori Sirius(m1 \u003d -1,6) Polaris

(m2 = + 2, 1)?

Finalizați sarcinile de testare.

Vă dorim succes!!!

Sarcini de testare în astronomie. Subiect: „Subiectul și semnificația astronomiei. Cer înstelat. »

1. Studii de astronomie:

a) legile cereşti;

b) stele și alte corpuri cerești;

c) legile structurii, mișcării și evoluției corpurilor cerești.

2.Fizicienii au dat astronomie:

a) instrumente pentru explorarea spațiului;

b) formulare de calcul şi rezolvare de probleme;

c) metode de studiere a Universului.

3. Astronomie pe care trebuie să o cunoști:

a) pentru a naviga pe lângă stele;

b) să formeze o viziune științifică asupra lumii;

c) pentru că este interesant de știut cum funcționează lumea.

4. Lentila telescopului este necesară pentru a:

a) colectează lumina de la un obiect ceresc și obține imaginea acestuia;

b) colectează lumina de la un obiect ceresc și mărește unghiul de vedere sub care obiectul este vizibil;

c) obțineți o imagine mărită a unui corp ceresc.

5. Ocularul telescopului este necesar pentru a:

a) obțineți o imagine mărită a unui corp ceresc;

b) vezi imaginea unui corp ceresc obtinuta cu ajutorul unei lentile;

c) a vedea la un unghi mare imaginea unui corp ceresc obtinuta cu ajutorul unei lentile.

6. Un astrograf este diferit de un telescop proiectat pentru vizual observatii:

a) o creștere mai mică;

b) o creștere mare;

c) absenţa unui ocular.

7. Este posibil să se caracterizeze un astrograf destinat fotografierii în focalizarea unui obiectiv cu mărirea lui?

a) da, deoarece astrograful are o lentilă;

b) nu, deoarece astrograful nu are ocular;

c) da, deoarece o caracteristică importantă a oricărui telescop este mărirea acestuia.

8. La observare, mărirea de peste 500 de ori este rar utilizată, deoarece:

a) imaginile sunt distorsionate din cauza atmosferei;

b) imaginile sunt distorsionate din cauza lentilelor;

c) o combinație de factori a) și b).

9. Diferența dintre sistemul refractor și sistemul reflector este că:

a) primul are un ocular pe lentilă, iar al doilea îl are în lateral;

b) reflectorul are lentila-lentila, iar refractorul are oglinda;

c) în refractor, lentila este o lentilă, iar în reflector, o oglindă.

10. Pentru a vizualiza obiectele de la distanță mai detaliat, trebuie să:

a) măriți diametrul lentilei telescopului;

b) crește mărirea telescopului;

c) să utilizeze mai pe scară largă observațiile din domeniul radio;

d) în agregatul a) - c);

e) ridica instrumentele de cercetare în spațiu.

11. A apărut astronomia:

a) din curiozitate;

b) să navigheze de-a lungul laturilor orizontului;

c) să prezică soarta oamenilor și a națiunilor;

d) pentru măsurarea timpului și navigație

12. Continuați mesajele despre cerul înstelat 1)-4), folosind fragmentele A-D.

1) Privim lumea din jurul nostru de pe Pământ și mereu ni se pare că peste noi se întinde o cupolă sferică, punctată cu stele.

2) Pe cerul înstelat, stelele își mențin poziția relativă mult timp. Pentru această caracteristică aparentă în antichitate, stelele erau numite fixe.

3) Numărul total de stele vizibile cu ochiul liber pe tot cerul este de aproximativ 6000, iar într-o jumătate din el vedem aproximativ 3000 de stele. Stelele diferă în strălucire, iar cele mai strălucitoare și în culoare.

4) Numele multor constelații au fost păstrate din cele mai vechi timpuri. Printre numele constelațiilor se numără și numele obiectelor care seamănă cu figuri formate de stelele strălucitoare ale constelației.

1. Strălucirea unei stele este înțeleasă ca iluminarea pe care lumina unei stele o creează pe Pământ. Strălucirea stelelor este măsurată în magnitudini stelare.

2. Stele separate ale constelației din secolul al XVII-lea. a început să fie notat cu literele alfabetului grecesc: „alfa”, „beta”, „gamma”, etc., de regulă, în ordinea descrescătoare a strălucirii.

3. De aceea, ideea unei bolți de cristal a apărut în cele mai vechi timpuri.

4. În realitate, toate stelele se mișcă, au propriile mișcări, dar din moment ce sunt foarte departe de noi, deplasarea lor anuală pe cer este doar o fracțiune de secundă de arc.

1. Stelele pe care le observăm sunt situate la o mare varietate de distanțe față de noi, depășind semnificativ jumătate de kilometru

2. Dacă a fost necesar să se desemneze mai multe stele în constelație, dar nu erau suficiente litere ale alfabetului grecesc, atunci pentru următoarele stele au folosit literele alfabetului latin și apoi numerele de serie.

3. Acum o constelație este înțeleasă ca o anumită zonă a cerului cu stele vizibile, limitele constelațiilor sunt strict definite.

4. Luminozitatea stelelor de magnitudinea 1 este de 2,512 ori mai mare decât luminozitatea stelelor de magnitudinea a doua, de 2,512 ori luminozitatea stelelor de magnitudinea a 3-a etc.

1. Întrucât stelele își păstrează poziția relativă, oamenii le foloseau deja ca repere, în legătură cu care identificau combinații caracteristice de stele de pe cer și le numeau constelații.

2. În antichitate, toate stelele erau împărțite în șase grupuri în funcție de luminozitatea lor: cele mai strălucitoare erau atribuite stelelor de prima magnitudine, cele mai slabe - stelelor de a șasea magnitudine.

3. Prin urmare, steaua „alfa” pentru majoritatea constelațiilor este cea mai strălucitoare stea din această constelație.

4. În realitate, nu există boltă, iar impresia cerului sub formă de sferă se explică prin particularitățile ochiului nostru de a nu prinde diferențe de distanțe, aceste distanțe depășesc 0,5 km.

1. Cele mai strălucitoare sau mai remarcabile stele, pe lângă desemnarea literei, primesc nume proprii (de obicei arabă, greacă și romană). Deci, steaua „alfa” din constelația Canis Major se numește Sirius, „alfa” din constelația Lyra - Vega, „theta” Ursa Major - Alcor etc.

2. Cu ajutorul mărimii, se poate exprima strălucirea oricărei stele, iar corpurile cerești sunt mai strălucitoare decât stelele de prima magnitudine, au magnitudine zero sau negativă. Strălucirea obiectelor cerești care nu sunt vizibile cu ochiul liber este exprimată prin magnitudini mai mari de șase.

3. Pe întreg cerul sunt marcate 88 de constelații, care ocupă complet cerul înstelat.

4. Prin urmare, ni se pare că toate stelele și celelalte obiecte cerești sunt situate la aceleași distanțe, adică parcă pe suprafața unei anumite sfere în centrul căreia se află întotdeauna observatorul.

13. Continuați afirmațiile 1.-4 folosind fragmente:

1).Astronomia este știința corpurilor cerești. Astronomia modernă studiază mișcarea, structura, interconexiunea, formarea și dezvoltarea corpurilor cerești și a sistemelor lor...

2).Astronomia este cea mai veche știință de pe Pământ. Astronomia a apărut din nevoile practice ale omului...

3). Și în timpul nostru, astronomia rezolvă o serie de probleme practice.

4) Dezvoltarea astronomiei contribuie la progresul în fizică, matematică, chimie și tehnologie...

cinci). Astronomia are o importanță excepțională pentru formarea unei viziuni științifice asupra lumii. Observațiile cerului înstelat, mișcarea Soarelui, a Lunii și a altor corpuri cerești fără cunoștințe științifice pot duce (și de fapt dus) la vederi greșite asupra structurii lumii înconjurătoare și la tot felul de superstiții...

DAR . Aceste sarcini includ ora exactă, calculul și compilarea unui calendar, determinarea coordonatelor geografice de pe Pământ.

B. . De exemplu, este suficient să subliniem realizările din asti tehnologia rachetelor, crearea de sateliți artificiali și nave spațiale. Aceste realizări, la rândul lor, au determinat dezvoltarea rapidă a electronicii radio. Acesta este sensul practic al astronomiei.

ÎN. Astronomia, studiind natura fizică a corpurilor cerești, dezvăluind legile actuale ale structurii și mișcării acestora și a sistemelor lor, afirmă unitatea lumii, demonstrând că lumea este materială, că toate procesele din Univers au loc ca urmare a dezvoltarea naturală fără intervenția unor forțe supranaturale. Pe baza vastului material faptic despre lumea din jurul nostru, astronomia afirmă viziunea științifică asupra lumii.

G. Ca rezultat, ne facem o idee despre structura și dezvoltarea părții din Univers accesibile observațiilor noastre.

E. Acolo unde nu există o schimbare pronunțată a anotimpurilor (de exemplu, în Egipt), doar prin observarea cerului înstelat s-a putut stabili când să înceapă însămânțarea; păstorii și marinarii aveau nevoie de orientare atât în ​​deșert, cât și pe mare - acest lucru îi obliga și să observe mișcarea corpurilor cerești; dezvoltarea societăţii a dat naştere calendarului.

Notează-ți temele:

1) Sarcină: Care stea este mai strălucitoare - o stea de 2 m sau o stea de 5 m?

(2 m este o stea de a doua magnitudine, ...)

2) ??? : dar ) Ce crezi, este posibil să zbori în orice constelație?

b) Cât durează lumina de la Sirius să ajungă la noi (distanță 8,1 * 1016 m)?

literatură:

1. „Astronomie-11”, Moscova, „Iluminismul”, 1994, paragrafele 1, 2.

2., „Astronomie-11”, Moscova, „Iluminismul”, 1993, paragrafele 1, 2 (2.1), 13.

Verificați corectitudinea sarcinilor:

Nr. 3. Răspuns: Sirius este de 30 de ori mai strălucitor decât Steaua Polară.

Coduri de răspuns pentru sarcinile de testare:

1-B 6-B 11-D 13:

2-B 7-B 12:1-G

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.

Obosit? Relaxa! Uite!

Ce frumoasa este lumea asta!

LA REVEDERE!!!

Raspunsuri la teme:

1) o stea de 2 m este de 2,5123 ori mai strălucitoare decât o stea de 5 m.

2) O constelație este o secțiune a cerului definită condiționat, în interiorul căreia există corpuri de iluminat situate la distanțe diferite de noi. Prin urmare, expresia „zboară către constelație” este lipsită de sens.