Ja paceļat galvu uz augšu skaidrā bez mākoņainā naktī, jūs varat redzēt daudz zvaigžņu. Tik daudz, ka šķiet, ka nemaz nav iespējams saskaitīt. Izrādās, ka ar aci redzamie debess ķermeņi joprojām tiek skaitīti. To ir aptuveni 6 tūkstoši. Tas ir kopējais skaits gan mūsu planētas ziemeļu, gan dienvidu puslodē. Ideālā gadījumā jums un man, atrodoties, piemēram, ziemeļu puslodē, būtu bijis jāredz apmēram puse no to kopējā skaita, proti, kaut kur ap 3 tūkstošiem zvaigžņu.
Neskaitāmas ziemas zvaigznes
Diemžēl ir gandrīz neiespējami ņemt vērā visas pieejamās zvaigznes, jo tam būs nepieciešami apstākļi ar perfekti caurspīdīgu atmosfēru un pilnīgu gaismas avotu neesamību. Pat ja dziļā ziemas naktī atrodaties klajā laukā, prom no pilsētas gaismas. Kāpēc ziemā? Jā, jo vasaras naktis ir daudz gaišākas! Tas ir saistīts ar faktu, ka saule nenolaižas tālu zem horizonta. Bet pat šajā gadījumā mūsu acīm būs pieejami ne vairāk kā 2,5–3 tūkstoši zvaigžņu. Kāpēc tā?
Lieta tāda, ka skolēnsCilvēka acs, ja mēs to iedomājamies kā optisku instrumentu, savāc noteiktu gaismas daudzumu no dažādiem avotiem. Mūsu gadījumā gaismas avoti ir zvaigznes. Tas, cik daudz mēs tos redzēsim, ir tieši atkarīgs no optiskās ierīces lēcas diametra. Protams, binokļa vai teleskopa lēcas stikla diametrs ir lielāks nekā acs zīlītei. Tāpēc tas savāks vairāk gaismas. Rezultātā, izmantojot astronomijas instrumentus, var redzēt daudz lielāku zvaigžņu skaitu.
Zvaigžņotas debesis caur Hiparha acīm
Protams, jūs esat pamanījuši, ka zvaigznes atšķiras pēc spilgtuma vai, kā saka astronomi, pēc šķietamā mirdzuma. Tālā pagātnē arī cilvēki tam pievērsa uzmanību. Sengrieķu astronoms Hiparhs visus redzamos debess ķermeņus sadalīja zvaigžņu lielumos, kuriem ir VI klase. Spilgtākās no tām "nopelnīja" I, un neizteiksmīgākās viņš raksturoja kā VI kategorijas zvaigznes. Pārējie tika sadalīti starpklasēs.
Vēlāk izrādījās, ka dažādiem zvaigžņu izmēriem ir sava veida algoritmisks savienojums. Un spilgtuma izkropļojumu vienādās reižu skaitā mūsu acs uztver kā noņemšanu ar tādu pašu attālumu. Tādējādi kļuva zināms, ka I kategorijas zvaigznes spožums ir aptuveni 2,5 reizes spožāks par II kategoriju.
II klases zvaigzne ir tikpat reižu spožāka par III klasi, un attiecīgi III klases debess ķermenis ir spožāks par IV. Rezultātā atšķirība starp I un VI lieluma zvaigžņu mirdzumu atšķiras 100 reizes. Tādējādi VII kategorijas debess ķermeņi atrodas ārpus cilvēka redzes sliekšņa. Ir svarīgi zināt, ka zvaigznemagnitūds nav zvaigznes izmērs, bet gan tās šķietamais spožums.
Kas ir absolūtais lielums?
Zvaigžņu lielums ir ne tikai redzams, bet arī absolūts. Šo terminu lieto, ja ir jāsalīdzina divas zvaigznes savā starpā pēc to spilgtuma. Lai to izdarītu, katra zvaigzne tiek attiecināta uz parasti standarta attālumu 10 parseku. Citiem vārdiem sakot, tas ir zvaigžņu objekta izmērs, kāds tam būtu, ja tas atrastos 10 datoru attālumā no novērotāja.
Piemēram, mūsu saules magnitūda ir -26,7. Bet no 10 datoru attāluma mūsu zvaigzne būtu tikko redzams objekts ar piekto magnitūdu. No tā izriet: jo augstāks ir debess objekta spožums vai, kā saka, enerģija, ko zvaigzne izstaro laika vienībā, jo lielāka iespēja, ka objekta absolūtais lielums iegūs negatīvu vērtību. Un otrādi: jo mazāks spilgtums, jo augstākas būs objekta pozitīvās vērtības.
Spožākās zvaigznes
Visām zvaigznēm ir atšķirīgs redzamais spožums. Daži ir nedaudz gaišāki par pirmo lielumu, pēdējie ir daudz vājāki. Ņemot to vērā, tika ieviestas daļējas vērtības. Piemēram, ja šķietamais zvaigžņu lielums savā spožumā ir kaut kur starp I un II kategoriju, tad to uzskata par 1., 5. klases zvaigzni. Ir arī zvaigznes ar magnitūdām 2, 3…4, 7… utt Piemēram, Procyon, kas ietilpst ekvatoriālajā Canis Minor zvaigznājā, vislabāk ir redzams visā Krievijā janvārī vai februārī. Viņas šķietamais spožums ir 0,4.
Zīmīgi, ka esmagnitūda ir 0 reizinājums. Tam gandrīz precīzi atbilst tikai viena zvaigzne - tā ir Vega, spožākā zvaigzne Liras zvaigznājā. Tā spilgtums ir aptuveni 0,03 magnitūdas. Tomēr ir gaismekļi, kas ir gaišāki par to, bet to lielums ir negatīvs. Piemēram, Sīriuss, ko var novērot uzreiz divās puslodēs. Tā spožums ir -1,5 magnitūdas.
Negatīvie zvaigžņu lielumi tiek piešķirti ne tikai zvaigznēm, bet arī citiem debess objektiem: Saulei, Mēnesim, dažām planētām, komētām un kosmosa stacijām. Tomēr ir zvaigznes, kas var mainīt savu spilgtumu. Starp tām ir daudz pulsējošu zvaigžņu ar mainīgu spilgtuma amplitūdu, taču ir arī tādas, kurās vienlaikus var novērot vairākas pulsācijas.
Zvaigžņu lielumu mērīšana
Astronomijā gandrīz visus attālumus mēra pēc zvaigžņu lieluma ģeometriskās skalas. Fotometrisko mērījumu metodi izmanto lielos attālumos, kā arī tad, ja nepieciešams salīdzināt objekta spilgtumu ar tā šķietamo spilgtumu. Pamatā attālumu līdz tuvākajām zvaigznēm nosaka to ikgadējais paralakss – elipses lielākā pusass. Nākotnē palaisti kosmosa satelīti attēlu vizuālo precizitāti palielinās vismaz vairākas reizes. Diemžēl attālumiem, kas lielāki par 50–100 datoriem, joprojām tiek izmantotas citas metodes.
Ekskursija uz kosmosu
Tālā pagātnē visi debess ķermeņi un planētas bija daudz mazāki. Piemēram, mūsu Zeme kādreiz bija Veneras lielumā, bet vēl agrāk - Marsa lielumā. Pirms miljardiem gadu visi kontinenti pārklāja mūsu planētu ar nepārtrauktu kontinentālo garozu. Vēlāk Zemes izmērs palielinājās, un kontinentālās plātnes šķīrās, veidojot okeānus.
Visas zvaigznes, iestājoties "galaktiskajai ziemai", palielināja temperatūru, spilgtumu un lielumu. Arī debess ķermeņa (piemēram, Saules) masas mērs ar laiku palielinās. Tomēr tas bija ārkārtīgi nevienmērīgi.
Sākotnēji šo mazo zvaigzni, tāpat kā jebkuru citu milzu planētu, klāja ciets ledus. Vēlāk zvaigzne sāka palielināties, līdz sasniedza savu kritisko masu un pārstāja augt. Tas ir saistīts ar faktu, ka zvaigžņu masa periodiski palielinās pēc nākamās galaktikas ziemas un samazinās starpsezonas periodos.
Visa Saules sistēma pieauga kopā ar Sauli. Diemžēl ne visas zvaigznes varēs iet šo ceļu. Daudzas no tām pazudīs citu, masīvāku zvaigžņu dzīlēs. Debess ķermeņi griežas pa galaktikas orbītām un, pakāpeniski tuvojoties pašam centram, sabrūk uz vienas no tuvākajām zvaigznēm.
Galaktika ir supergiganta zvaigžņu-planētu sistēma, kas radusies no pundurgalaktikas, kas radās no mazākas kopas, kas radās no vairāku planētu sistēmas. Pēdējais nāk no tās pašas sistēmas kā mūsējā.
Zvaigznes lieluma ierobežojums
Tagad vairs nav noslēpums, jo caurspīdīgākas un tumšākas debesis virs mums, jo vairāk zvaigžņu vai meteoru var redzēt. Limit zvaigznelielums ir īpašība, ko labāk nosaka ne tikai debesu caurspīdīgums, bet arī skatītāja redzējums. Blāvākās zvaigznes spožumu cilvēks var redzēt tikai pie apvāršņa, ar perifēro redzi. Tomēr ir vērts pieminēt, ka tas ir individuāls kritērijs katram. Salīdzinot ar vizuālo novērošanu no teleskopa, būtiska atšķirība ir instrumenta veids un tā lēcas diametrs.
Teleskopa ar fotografēšanas plāksni iespiešanās spēks uztver blāvu zvaigžņu starojumu. Mūsdienu teleskopi var novērot objektus ar 26–29 magnitūdu spilgtumu. Ierīces caurlaidības spēja ir atkarīga no daudziem papildu kritērijiem. Starp tiem attēla kvalitātei ir ne mazākā nozīme.
Zvaigznes attēla izmērs ir tieši atkarīgs no atmosfēras stāvokļa, objektīva fokusa attāluma, emulsijas un ekspozīcijai atvēlētā laika. Tomēr vissvarīgākais rādītājs ir zvaigznes spilgtums.
