Si aixequeu el cap en una nit clara sense núvols, podreu veure moltes estrelles. Tantes que sembla impossible comptar-ne del tot. Resulta que encara es compten els cossos celestes visibles a l'ull. N'hi ha uns 6 mil. Aquest és el nombre total tant per a l'hemisferi nord com per a l'hemisferi sud del nostre planeta. L'ideal seria que tu i jo, que estem, per exemple, a l'hemisferi nord, hauríem d'haver vist aproximadament la meitat del seu nombre total, és a dir, unes 3.000 estrelles.
Miriades d'estrelles d'hivern
Lamentablement, és gairebé impossible tenir en compte totes les estrelles disponibles, perquè això requerirà condicions amb una atmosfera perfectament transparent i l'absència total de fonts de llum. Fins i tot si et trobes en un camp obert lluny de la llum de la ciutat en una nit profunda d'hivern. Per què a l'hivern? Sí, perquè les nits d'estiu són molt més lluminoses! Això es deu al fet que el sol no es pon molt per sota de l'horitzó. Però fins i tot en aquest cas, no hi haurà més de 2,5-3 mil estrelles disponibles per als nostres ulls. Per què?
La qüestió és que l'alumneL'ull humà, si l'imaginem com un instrument òptic, recull una certa quantitat de llum de diferents fonts. En el nostre cas, les fonts de llum són estrelles. Quants els veurem directament depèn del diàmetre de la lent del dispositiu òptic. Naturalment, el vidre de la lent dels prismàtics o un telescopi té un diàmetre més gran que la pupil·la de l'ull. Per tant, recollirà més llum. Com a resultat, es pot veure un nombre molt més gran d'estrelles amb instruments astronòmics.
Cel estrellat a través dels ulls d'Hiparc
Per descomptat, us heu adonat que les estrelles difereixen en brillantor o, com diuen els astrònoms, en brillantor aparent. En un passat llunyà, la gent també va prestar atenció a això. L'antic astrònom grec Hiparc va dividir tots els cossos celestes visibles en magnituds estel·lars que tenen classes VI. El més brillant d'ells es va "guanyar" I, i va descriure els més inexpressius com a estrelles de categoria VI. La resta es van dividir en classes intermèdies.
Més tard va resultar que diferents magnituds estel·lars tenen algun tipus de connexió algorítmica entre elles. I la distorsió de la brillantor en un nombre igual de vegades és percebuda pel nostre ull com una eliminació a la mateixa distància. Així, es va saber que la brillantor d'una estrella de categoria I és més brillant que la de II unes 2,5 vegades.
Una estrella de classe II és més brillant que la classe III el mateix nombre de vegades, i un cos celeste de III, respectivament, és més brillant que IV. Com a resultat, la diferència entre la resplendor de les estrelles de magnituds I i VI difereix 100 vegades. Així, els cossos celestes de la categoria VII estan més enllà del llindar de la visió humana. És important saber que l'estrellala magnitud no és la mida d'una estrella, sinó la seva aparent brillantor.
Què és la magnitud absoluta?
Les magnituds de les estrelles no només són visibles, sinó també absolutes. Aquest terme s'utilitza quan cal comparar dues estrelles entre si per la seva lluminositat. Per fer-ho, cada estrella es refereix a una distància convencionalment estàndard de 10 parsecs. En altres paraules, aquesta és la mida d'un objecte estel·lar que tindria si estigués a una distància de 10 ordinadors de l'observador.
Per exemple, la magnitud del nostre sol és de -26,7, però a una distància de 10 ordinadors, la nostra estrella seria un objecte gairebé visible de cinquena magnitud. D'això se'n dedueix: com més gran sigui la lluminositat d'un objecte celeste, o, com diuen, l'energia que irradia una estrella per unitat de temps, més probable és que la magnitud absoluta de l'objecte prengui un valor negatiu. I viceversa: com més baixa sigui la lluminositat, més alts seran els valors positius de l'objecte.
Les estrelles més brillants
Totes les estrelles tenen una brillantor aparent diferent. Alguns són una mica més brillants que la primera magnitud, els segons són molt més febles. En vista d'això, es van introduir valors fraccionaris. Per exemple, si la magnitud estel·lar aparent en la seva brillantor es troba entre les categories I i II, es considera que és una estrella de classe 1 i 5. També hi ha estrelles amb magnituds 2, 3…4, 7… etc. Per exemple, Procyon, que forma part de la constel·lació equatorial Canis Minor, es veu millor a tota Rússia al gener o al febrer. La seva brillantor aparent és de 0,4.
Cal destacar que jola magnitud és múltiple de 0. Només una estrella li correspon gairebé exactament: aquesta és Vega, l'estrella més brillant de la constel·lació de la Lira. La seva brillantor és d'aproximadament 0,03 magnitud. Tanmateix, hi ha lluminàries que són més brillants que ella, però la seva magnitud és negativa. Per exemple, Sírius, que es pot observar en dos hemisferis alhora. La seva lluminositat és de -1,5 magnitud.
Les magnituds estel·lars negatives s'assignen no només a les estrelles, sinó també a altres objectes celestes: el Sol, la Lluna, alguns planetes, cometes i estacions espacials. Tanmateix, hi ha estrelles que poden canviar la seva brillantor. Entre elles hi ha moltes estrelles polsants amb amplituds de brillantor variable, però també n'hi ha en què es poden observar diverses pulsacions simultàniament.
Mesura de magnituds estel·lars
En astronomia, gairebé totes les distàncies es mesuren mitjançant l'escala geomètrica de les magnituds estel·lars. El mètode de mesura fotomètrica s'utilitza per a llargues distàncies, i també si cal comparar la lluminositat d'un objecte amb la seva brillantor aparent. Bàsicament, la distància a les estrelles més properes ve determinada per la seva paral·laxi anual, el semieix principal de l'el·lipse. Els satèl·lits espacials llançats en el futur augmentaran la precisió visual de les imatges almenys diverses vegades. Malauradament, encara s'utilitzen altres mètodes per a distàncies superiors a 50-100 ordinadors.
Excursió a l'espai exterior
En el passat llunyà, tots els cossos celestes i planetes eren molt més petits. Per exemple, la nostra Terra era una vegada la mida de Venus, i fins i tot abans, la mida de Mart. Fa milers de milions d'anys, tots els continents cobrien el nostre planeta amb una escorça continental contínua. Més tard, la mida de la Terra va augmentar i les plaques continentals es van separar, formant oceans.
Totes les estrelles amb l'arribada de l'"hivern galàctic" van augmentar la temperatura, la lluminositat i la magnitud. La mesura de la massa d'un cos celeste (per exemple, el Sol) també augmenta amb el temps. Tanmateix, això va ser extremadament desigual.
Al principi, aquesta petita estrella, com qualsevol altre planeta gegant, estava coberta de gel sòlid. Més tard, l'estrella va començar a augmentar de mida fins que va assolir la seva massa crítica i va deixar de créixer. Això es deu al fet que les estrelles augmenten periòdicament la seva massa després del següent hivern galàctic, i disminueixen durant els períodes fora de temporada.
Tot el sistema solar va créixer juntament amb el Sol. Malauradament, no totes les estrelles podran seguir aquest camí. Molts d'ells desapareixeran a les profunditats d' altres estrelles més massives. Els cossos celestes giren en òrbites galàctiques i, acostant-se gradualment al centre, col·lapsen sobre una de les estrelles més properes.
La galàxia és un sistema estrella-planetari supergegant que es va originar a partir d'una galàxia nana que es va originar a partir d'un cúmul més petit que va sorgir d'un sistema planetari múltiple. Aquest últim prové del mateix sistema que el nostre.
Mida de l'estrella limitada
Ara ja no és un secret que com més transparent i fosc sigui el cel al damunt nostre, més estrelles o meteors podreu veure. Estrella límitla magnitud és una característica que està millor determinada no només per la transparència del cel, sinó també per la visió de l'espectador. Una persona pot veure la resplendor de l'estrella més tènue només a l'horitzó, amb visió perifèrica. No obstant això, val la pena esmentar que es tracta d'un criteri individual per a cadascun. En comparació amb l'observació visual des d'un telescopi, la diferència essencial és el tipus d'instrument i el diàmetre de la seva lent.
La força de penetració d'un telescopi amb una placa fotogràfica captura la radiació de les estrelles tènues. Els telescopis moderns poden observar objectes amb una lluminositat de 26 a 29 magnituds. El poder de penetració del dispositiu depèn de molts criteris addicionals. Entre ells, la qualitat de la imatge no té poca importància.
La mida d'una imatge d'estrella depèn directament de l'estat de l'atmosfera, la distància focal de la lent, l'emulsió i el temps assignat per a l'exposició. Tanmateix, l'indicador més important és la brillantor de l'estrella.
