Als je je hoofd opheft op een heldere, wolkenloze nacht, kun je veel sterren zien. Zo veel dat het onmogelijk lijkt om te tellen. Het blijkt dat de hemellichamen die zichtbaar zijn voor het oog nog steeds worden geteld. Het zijn er ongeveer 6000. Dit is het totale aantal voor zowel het noordelijk als het zuidelijk halfrond van onze planeet. Idealiter zouden jij en ik, omdat we ons bijvoorbeeld op het noordelijk halfrond bevinden, ongeveer de helft van hun totale aantal hebben gezien, namelijk ergens rond de drieduizend sterren.
Meerdere wintersterren
Helaas is het bijna onmogelijk om alle beschikbare sterren in aanmerking te nemen, omdat dit omstandigheden vereist met een perfect transparante atmosfeer en de volledige afwezigheid van lichtbronnen. Zelfs als u zich op een diepe winternacht in een open veld bevindt, weg van het stadslicht. Waarom in de winter? Ja, want de zomeravonden zijn veel helderder! Dit komt doordat de zon niet ver onder de horizon ondergaat. Maar zelfs in dit geval zijn er niet meer dan 2,5-3 duizend sterren beschikbaar voor ons oog. Waarom is dat?
Het punt is dat de leerlingHet menselijk oog, als we het ons voorstellen als een optisch instrument, verzamelt een bepaalde hoeveelheid licht uit verschillende bronnen. In ons geval zijn de lichtbronnen sterren. Hoeveel we ze direct zullen zien, hangt af van de diameter van de lens van het optische apparaat. Vanzelfsprekend heeft het lensglas van een verrekijker of een telescoop een grotere diameter dan de pupil van het oog. Daarom zal het meer licht verzamelen. Als gevolg hiervan kan een veel groter aantal sterren worden gezien met behulp van astronomische instrumenten.
Sterrenhemel door de ogen van Hipparchus
Natuurlijk heb je gemerkt dat sterren verschillen in helderheid, of, zoals astronomen zeggen, in schijnbare schittering. In het verre verleden werd hier ook aandacht aan besteed. De oude Griekse astronoom Hipparchus verdeelde alle zichtbare hemellichamen in stellaire magnitudes met VI-klassen. De slimste van hen "verdiende" I, en hij beschreef de meest onuitsprekelijke als categorie VI-sterren. De rest werd verdeeld in tussenklassen.
Later bleek dat verschillende stellaire magnitudes een soort algoritmische verbinding tussen hen hebben. En de vervorming van helderheid in een gelijk aantal keren wordt door ons oog waargenomen als een verwijdering over dezelfde afstand. Zo werd bekend dat de straling van een ster van categorie I ongeveer 2,5 keer helderder is dan de straling van II.
Een ster van klasse II is even vaak helderder dan klasse III, en een hemellichaam van respectievelijk III is helderder dan IV. Als gevolg hiervan verschilt het verschil tussen de gloed van sterren van magnitude I en VI 100 keer. De hemellichamen van categorie VII zijn dus voorbij de drempel van het menselijk gezichtsvermogen. Het is belangrijk om te weten dat de stermagnitude is niet de grootte van een ster, maar zijn schijnbare schittering.
Wat is absolute magnitude?
Stermagnitudes zijn niet alleen zichtbaar, maar ook absoluut. Deze term wordt gebruikt wanneer het nodig is om twee sterren met elkaar te vergelijken op basis van hun helderheid. Om dit te doen, wordt elke ster verwezen naar een conventioneel standaardafstand van 10 parsecs. Met andere woorden, dit is de grootte van een stellair object dat het zou hebben als het zich op een afstand van 10 pc's van de waarnemer zou bevinden.
De magnitude van onze zon is bijvoorbeeld -26,7, maar op een afstand van 10 pc's zou onze ster een nauwelijks zichtbaar object van de vijfde magnitude zijn. Hieruit volgt: hoe hoger de helderheid van een hemellichaam, of, zoals ze zeggen, de energie die een ster per tijdseenheid uitstra alt, hoe waarschijnlijker het is dat de absolute grootte van het object een negatieve waarde zal aannemen. En omgekeerd: hoe lager de lichtsterkte, hoe hoger de positieve waarden van het object.
De helderste sterren
Alle sterren hebben een andere schijnbare schittering. Sommige zijn iets helderder dan de eerste magnitude, de laatste zijn veel zwakker. Met het oog hierop werden fractionele waarden geïntroduceerd. Als de schijnbare stellaire magnitude in zijn schittering bijvoorbeeld ergens tussen categorie I en II ligt, wordt het beschouwd als een klasse 1, 5-sterren. Er zijn ook sterren met magnitudes 2, 3…4, 7… enz. Procyon, dat deel uitmaakt van het equatoriale sterrenbeeld Canis Minor, is bijvoorbeeld het best te zien in heel Rusland in januari of februari. Haar schijnbare schittering is 0.4.
Het is opmerkelijk dat ikmagnitude is een veelvoud van 0. Slechts één ster komt er bijna exact mee overeen - dit is Vega, de helderste ster in het sterrenbeeld Lyra. De helderheid is ongeveer 0,03 magnitude. Er zijn echter armaturen die helderder zijn dan deze, maar hun grootte is negatief. Bijvoorbeeld Sirius, dat op twee hemisferen tegelijk kan worden waargenomen. De helderheid is -1,5 magnitude.
Negatieve stellaire magnitudes worden niet alleen toegewezen aan sterren, maar ook aan andere hemellichamen: de zon, de maan, sommige planeten, kometen en ruimtestations. Er zijn echter sterren die hun helderheid kunnen veranderen. Onder hen zijn er veel pulserende sterren met variabele helderheidsamplitudes, maar er zijn er ook waarin meerdere pulsaties tegelijkertijd kunnen worden waargenomen.
Meting van stellaire magnitudes
In de astronomie worden bijna alle afstanden gemeten door de geometrische schaal van stellaire magnitudes. De fotometrische meetmethode wordt gebruikt voor lange afstanden, en ook als u de helderheid van een object moet vergelijken met zijn schijnbare helderheid. Kortom, de afstand tot de dichtstbijzijnde sterren wordt bepaald door hun jaarlijkse parallax - de grote halve as van de ellips. Ruimtesatellieten die in de toekomst worden gelanceerd, zullen de visuele nauwkeurigheid van afbeeldingen minstens meerdere keren vergroten. Helaas worden er nog steeds andere methoden gebruikt voor afstanden van meer dan 50-100 pc's.
Excursie naar de ruimte
In het verre verleden waren alle hemellichamen en planeten veel kleiner. Onze aarde was bijvoorbeeld ooit zo groot als Venus, en zelfs eerder zo groot als Mars. Miljarden jaren geleden bedekten alle continenten onze planeet met een continue continentale korst. Later nam de omvang van de aarde toe en scheidden de continentale platen, waardoor oceanen ontstonden.
Alle sterren met de komst van "galactische winter" verhoogde temperatuur, helderheid en omvang. De maat van de massa van een hemellichaam (bijvoorbeeld de zon) neemt ook toe met de tijd. Dit was echter extreem ongelijk.
Aanvankelijk was deze kleine ster, net als elke andere reuzenplaneet, bedekt met vast ijs. Later begon de ster in omvang toe te nemen totdat hij zijn kritische massa bereikte en stopte met groeien. Dit komt door het feit dat de sterren periodiek in massa toenemen na de volgende galactische winter, en afnemen tijdens de periodes buiten het seizoen.
Het hele zonnestelsel groeide mee met de zon. Helaas zullen niet alle sterren dit pad kunnen volgen. Velen van hen zullen verdwijnen in de diepten van andere, massievere sterren. Hemellichamen draaien in galactische banen en, wanneer ze geleidelijk het centrum naderen, vallen ze ineen op een van de dichtstbijzijnde sterren.
Galaxy is een superreus ster-planetair systeem dat is ontstaan uit een dwergstelsel dat is ontstaan uit een kleinere cluster die is voortgekomen uit een meervoudig planetair systeem. De laatste kwam uit hetzelfde systeem als het onze.
Beperkende stergrootte
Nu is het geen geheim meer dat hoe transparanter en donkerder de lucht boven ons, hoe meer sterren of meteoren je kunt zien. Limiet stermagnitude is een eigenschap die niet alleen beter wordt bepaald door de transparantie van de lucht, maar ook door de visie van de toeschouwer. Een persoon kan de uitstraling van de zwakste ster alleen aan de horizon zien, met perifeer zicht. Het is echter vermeldenswaard dat dit voor elk een afzonderlijk criterium is. In vergelijking met visuele waarneming door een telescoop is het essentiële verschil het type instrument en de diameter van de lens.
De penetratiekracht van een telescoop met een fotografische plaat vangt de straling van zwakke sterren op. Moderne telescopen kunnen objecten waarnemen met een helderheid van 26-29 magnitudes. Het doordringend vermogen van het apparaat hangt van veel aanvullende criteria af. Onder hen is de beeldkwaliteit van niet gering belang.
De grootte van een sterafbeelding hangt rechtstreeks af van de toestand van de atmosfeer, de brandpuntsafstand van de lens, emulsie en de tijd die is toegewezen voor belichting. De belangrijkste indicator is echter de helderheid van de ster.
