Didumas

© Žinios yra galia

Ptolemėjas ir Almagestas

Pirmasis bandymas sudaryti žvaigždžių katalogą pagal jų šviesumo laipsnio principą buvo atliktas Graikijos astronomas Hiparchas iš Nikėjos II amžiuje prieš Kristų. Tarp daugybės jo darbų (deja, beveik visi yra prarasti) pasirodė "Žvaigždžių katalogas", kuriame yra 850 žvaigždžių, suskirstytų pagal koordinates ir šviesumą, aprašymas. Hiparcho, kuris, be to, atrado precesijos reiškinį, surinkti duomenys buvo parengti ir toliau tobulinami Klaudijaus Ptolemėjaus iš Aleksandrijos (Egiptas) dėka II a. AD Jis sukūrė fundamentalų opusą "Almagestas" trylikoje knygų. Ptolemėjus surinko visas to meto astronomines žinias, jas klasifikavo ir pateikė prieinama ir suprantama forma. „Almagest“ taip pat įtraukė žvaigždžių katalogą. Jis buvo pagrįstas Hiparcho prieš keturis šimtmečius atliktais stebėjimais. Tačiau Ptolemėjaus „Žvaigždžių kataloge“ jau buvo apie tūkstantis daugiau žvaigždžių.

Ptolemėjo katalogas beveik visur buvo naudojamas tūkstantmetį. Jis žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal šviesumo laipsnį: ryškiausios buvo priskirtos pirmai klasei, mažiau ryškios – antrajai ir t.t. Šeštoji klasė apima žvaigždes, kurios vos matomos plika akimi. Sąvoka „dangaus kūnų šviesumas“ arba „žvaigždžių dydis“ ir šiandien vartojamas dangaus kūnų – ne tik žvaigždžių, bet ir ūkų, galaktikų ir kitų dangaus reiškinių – blizgesiui matuoti.

Žvaigždės ryškumas ir vizualinis dydis

Žvelgdami į žvaigždėtą dangų galite pastebėti, kad žvaigždės skiriasi savo ryškumu arba ryškumu. Ryškiausios žvaigždės vadinamos 1-ojo dydžio žvaigždėmis; tos žvaigždės, kurių ryškumas yra 2,5 karto silpnesnis nei 1-ojo dydžio žvaigždės, turi 2-ąjį dydį. Tos iš jų priskiriamos 3 didumo žvaigždėms. kurios yra 2,5 karto silpnesnės už 2-ojo didumo žvaigždes ir kt. Silpniausios plika akimi matomos žvaigždės priskiriamos 6-ojo dydžio žvaigždėms. Reikia atsiminti, kad pavadinimas „žvaigždžių dydis“ nurodo ne žvaigždžių dydį, o tik tariamą jų ryškumą.

Iš viso danguje yra 20 ryškiausių žvaigždžių, kurios paprastai vadinamos pirmojo didumo žvaigždėmis. Bet tai nereiškia, kad jie turi tą patį ryškumą. Tiesą sakant, kai kurie iš jų yra šiek tiek ryškesni nei 1-asis dydis, kiti yra šiek tiek blankesni, ir tik vienas iš jų yra lygiai 1-ojo dydžio žvaigždė. Ta pati situacija galioja 2, 3 ir vėlesnių dydžių žvaigždėms. Todėl, norėdami tiksliau nurodyti konkrečios žvaigždės ryškumą, jie naudoja trupmeniniai dydžiai. Taigi, pavyzdžiui, tos žvaigždės, kurios savo ryškumu yra viduryje tarp 1 ir 2 dydžių žvaigždžių, laikomos priklausančiomis 1,5 dydžiui. Yra žvaigždžių, kurių dydis yra 1,6; 2,3; 3,4; 5.5 ir kt. Danguje matomos kelios ypač ryškios žvaigždės, kurios savo spindesiu pranoksta 1-ojo dydžio žvaigždžių spindesį. Šioms žvaigždėms nulis ir neigiami dydžiai. Taigi, pavyzdžiui, ryškiausios žvaigždės šiauriniame dangaus pusrutulyje - Vega - yra 0,03 (0,04) dydžio, o ryškiausios žvaigždės - Sirijaus - pietiniame pusrutulyje - minus 1,47 (1,46) ryškiausia žvaigždė Canopus(Kanopusas yra Karinos žvaigždyne. Manoma, kad jo dydis yra minus 0,72, Canopus šviesumas yra didžiausias iš visų žvaigždžių per 700 šviesmečių nuo Saulės. Palyginimui, Sirijus yra tik 22 kartus ryškesnis už mūsų Saulę, tačiau jis yra daug arčiau mūsų nei Canopus Daugeliui žvaigždžių tarp artimiausių Saulės kaimynų Canopus yra ryškiausia žvaigždė danguje.)

Didumas šiuolaikiniame moksle

viduryje, XIX a. anglų astronomas Normanas Pogsonas

Anglų astronomo sukurta sistema leido išlaikyti esamą skalę (skirstymas į šešias klases), tačiau suteikė maksimalų matematinį tikslumą. Pirma, Poliarinė žvaigždė buvo pasirinkta kaip nulinis žvaigždžių dydžių sistemos taškas, pagal Ptolemėjo sistemą, buvo nustatytas 2,12. Vėliau, kai paaiškėjo, kad Šiaurinė žvaigždė yra kintamoji žvaigždė, žvaigždės su pastoviomis charakteristikomis buvo sąlyginai priskirtos nulinio taško vaidmeniui. Tobulėjant technologijoms ir įrangai, mokslininkai galėjo tiksliau nustatyti žvaigždžių dydžius: iki dešimtųjų, o vėliau ir iki šimtųjų vienetų.

Ryšys tarp tariamų žvaigždžių dydžių išreiškiamas Pogsono formule: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Žvaigždžių, kurių regimasis dydis didesnis nei L, skaičius n

Santykinis ir absoliutus dydis

Žvaigždžių dydis, išmatuotas naudojant specialius teleskope sumontuotus instrumentus (fotometrus), parodo, kiek žvaigždės šviesos pasiekia stebėtoją Žemėje. Šviesa nukeliauja atstumą nuo žvaigždės iki mūsų, ir atitinkamai kuo toliau žvaigždė, tuo ji atrodo silpnesnė. Kitaip tariant, tai, kad žvaigždžių ryškumas skiriasi, dar nesuteikia visos informacijos apie žvaigždę. Labai ryški žvaigždė gali turėti didelį šviesumą, bet būti labai toli, todėl jos dydis yra labai didelis. Palyginti žvaigždžių ryškumą, neatsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, koncepcija "absoliutus dydis". Norėdami nustatyti absoliutų dydį, turite žinoti atstumą iki žvaigždės. Absoliutus dydis M apibūdina žvaigždės ryškumą 10 parsekų atstumu nuo stebėtojo. (1 parsekas = 3,26 šviesmečio.). Ryšys tarp absoliutaus dydžio M, tariamo dydžio m ir atstumo iki žvaigždės R parsekais: M = m + 5 – 5 log R.

Palyginti arti esančioms žvaigždėms, nutolusioms ne didesniu kaip kelių dešimčių parsekų atstumu, atstumas nustatomas pagal paralaksą jau du šimtus metų žinomu būdu. Šiuo atveju matuojami nežymūs žvaigždžių kampiniai poslinkiai, kai jos stebimos iš skirtingų Žemės orbitos taškų, tai yra skirtingu metų laiku. Net ir artimiausių žvaigždžių paralaksai yra mažesni už 1". Paralakso sąvoka siejama su vieno iš pagrindinių astronomijos vienetų pavadinimu - parsekas. Parsekas yra atstumas iki įsivaizduojamos žvaigždės, kurios metinis paralaksas lygus 1".

Mieli lankytojai!

Netgi nuo astronomijos nutolę žmonės žino, kad žvaigždės turi skirtingą ryškumą. Ryškiausios žvaigždės lengvai matomos per daug eksponuotame miesto danguje, o silpniausios žvaigždės yra vos matomos idealiomis žiūrėjimo sąlygomis.

Norėdami apibūdinti žvaigždžių ir kitų dangaus kūnų (pavyzdžiui, planetų, meteorų, Saulės ir Mėnulio) ryškumą, mokslininkai sukūrė žvaigždžių dydžių skalę.

Tariamas dydis(m; dažnai vadinamas tiesiog „dydžiu“) nurodo spinduliavimo srautą šalia stebėtojo, t.y., stebimą dangaus šaltinio ryškumą, kuris priklauso ne tik nuo tikrosios objekto spinduliuotės galios, bet ir nuo atstumo iki jo.

Tai bematis astronominis dydis, apibūdinantis apšvietimą, kurį sukuria šalia stebėtojo esantis dangaus objektas.

Apšvietimas- šviesos kiekis, lygus šviesos srauto, patenkančio į nedidelį paviršiaus plotą, ir jo ploto santykiui.
Apšvietimo vienetas Tarptautinėje vienetų sistemoje (SI) yra liuksas (1 liuksas = 1 liumenas kvadratiniam metrui), GHS (centimetras-gramas-sekundė) – foto (viena foto lygi 10 000 liuksų).

Apšvietimas yra tiesiogiai proporcingas šviesos šaltinio šviesos intensyvumui. Šaltiniui tolstant nuo apšviečiamo paviršiaus, jo apšvietimas mažėja atvirkščiai proporcingai atstumo kvadratui (atvirkštinio kvadrato dėsnis).

Subjektyviai matomas žvaigždžių dydis suvokiamas kaip ryškumas (taškiniams šaltiniams) arba ryškumas (išplėstiniams šaltiniams).

Šiuo atveju vieno šaltinio ryškumas nurodomas lyginant jį su kito, kaip standartiniu, ryškumu. Tokie standartai dažniausiai tarnauja kaip specialiai parinktos fiksuotos žvaigždės.

Iš pradžių dydis buvo pristatytas kaip optinio diapazono žvaigždžių matomo ryškumo indikatorius, tačiau vėliau buvo išplėstas ir į kitus spinduliuotės diapazonus: infraraudonųjų, ultravioletinių.

Taigi tariamasis dydis m arba ryškumas yra šviesos E matas, kurį šaltinis sukuria paviršiuje, statmenai jo spinduliams stebėjimo vietoje.

Istoriškai viskas prasidėjo daugiau nei prieš 2000 metų, kai senovės graikų astronomas ir matematikas Hiparchas(II a. pr. Kr.) suskirstė akimis matomas žvaigždes į 6 dydžius.

Hiparchas ryškiausioms žvaigždėms priskyrė pirmąjį dydį, o blausiausioms, vos matomoms akiai, šeštąją, likusios buvo tolygiai paskirstytos tarp tarpinių dydžių. Be to, Hiparchas padarė padalijimą į žvaigždžių dydžius taip, kad 1-ojo didumo žvaigždės atrodytų tiek pat ryškesnės nei 2-ojo didumo žvaigždės, kiek ryškesnės už 3-ojo didumo žvaigždes ir tt. Tai yra, nuo gradacijos iki gradacijos žvaigždės pasikeitė vienu ir tuo pačiu dydžiu.

Kaip vėliau paaiškėjo, ryšys tarp tokios mastelio ir realių fizikinių dydžių yra logaritminis, nes tiek pat kartų ryškumo pasikeitimą akis suvokia kaip pokytį tokiu pat dydžiu - empirinis psichofiziologinis Weberio-Fechnerio dėsnis, pagal kurią jutimo intensyvumas yra tiesiogiai proporcingas dirgiklio intensyvumo logaritmui.

Taip yra dėl žmogaus suvokimo ypatumų, pavyzdžiui, jei sietynoje paeiliui užsidega 1, 2, 4, 8, 16 vienodų lempučių, tada mums atrodo, kad apšvietimas kambaryje nuolat didėja vienodai. suma. Tai reiškia, kad įjungtų lempučių skaičius turėtų padidėti tiek pat kartų (pavyzdyje - du kartus), kad mums atrodytų, kad ryškumo padidėjimas yra pastovus.

Pojūčio E stiprumo logaritminė priklausomybė nuo fizinio dirgiklio P intensyvumo išreiškiama formule:

E = k log P + a, (1)

kur k ir a yra tam tikros konstantos, kurias nustato tam tikra jutimo sistema.

viduryje, XIX a. Anglų astronomas Normanas Pogsonas įformino dydžio skalę, kuri atsižvelgė į psichofiziologinį regėjimo dėsnį.

Remdamasis faktiniais stebėjimo rezultatais, jis teigė, kad

PIRMO DYDŽIO ŽVAIGŽDĖ YRA LYGIAI 100 KARTŲ ryškesnė UŽ ŠEŠTO DIDELIO ŽVAIGŽDĘ.

Šiuo atveju, pagal (1) išraišką, tariamasis dydis nustatomas pagal lygybę:

m = -2,5 log E + a, (2)

2,5 – Pogsono koeficientas, minuso ženklas – duoklė istorinei tradicijai (ryškesnės žvaigždės turi mažesnį, įskaitant neigiamą, dydį);
a – dydžių skalės nulinis taškas, nustatytas tarptautiniu susitarimu, susijusiu su matavimo skalės bazinio taško pasirinkimu.

Jei E 1 ir E 2 atitinka dydžius m 1 ir m 2, tada iš (2) išplaukia, kad:

E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Sumažinus dydį vienu m1 – m2 = 1, apšvietimas E padidėja maždaug 2,512 karto. Kai m 1 - m 2 = 5, o tai atitinka intervalą nuo 1 iki 6 dydžio, apšvietimo pokytis bus E 2 / E 1 = 100.

Pogsono formulė klasikine forma nustato ryšį tarp tariamų žvaigždžių dydžių:

m 2 – m 1 = –2,5 (logE 2 – logE 1) (4)

Ši formulė leidžia nustatyti žvaigždžių dydžių skirtumą, bet ne pačius dydžius.

Norėdami jį naudoti absoliučiai skalei sudaryti, turite nustatyti nulinis taškas– ryškumas, atitinkantis nulinį dydį (0 m). Iš pradžių Vegos spindesys buvo laikomas 0 m. Tada nulinis taškas buvo apibrėžtas iš naujo, tačiau vizualiniams stebėjimams Vega vis tiek gali tarnauti kaip nulinio matomo dydžio etalonas (pagal šiuolaikinę sistemą UBV sistemos V juostoje jo dydis yra +0,03 m, o tai nesiskiria nuo nulio į akį).

Paprastai nulinis dydžio skalės taškas imamas sąlyginai remiantis žvaigždžių rinkiniu, kurio kruopšti fotometrija buvo atlikta įvairiais metodais.

Taip pat gerai apibrėžtas apšvietimas laikomas 0 m, lygiu energetinei vertei E = 2,48 * 10 -8 W/m². Tiesą sakant, tai yra apšvietimas, kurį astronomai nustato stebėjimų metu, ir tik tada jis specialiai konvertuojamas į žvaigždžių dydžius.

Jie tai daro ne tik todėl, kad „tai labiau įprasta“, bet ir todėl, kad dydis pasirodė esąs labai patogi sąvoka.

dydis pasirodė labai patogi sąvoka

Matuoti apšvietimą vatais kvadratiniam metrui yra labai sudėtinga: Saulės vertė yra didelė, o silpnoms teleskopinėms žvaigždėms ji yra labai maža. Tuo pačiu metu daug lengviau dirbti su žvaigždžių dydžiais, nes logaritminė skalė yra ypač patogi norint rodyti labai didelius dydžių diapazonus.

Pogsono formalizavimas vėliau tapo standartiniu žvaigždžių dydžio įvertinimo metodu.

Tiesa, šiuolaikiniai mastai jau neapsiriboja šešiais dydžiais ar tik matoma šviesa. Labai ryškūs objektai gali turėti neigiamą dydį. Pavyzdžiui, Sirijaus, ryškiausios žvaigždės dangaus sferoje, dydis yra minus 1,47 m. Šiuolaikinis mastelis taip pat leidžia gauti Mėnulio ir Saulės reikšmes: pilnatis yra -12,6 m, o Saulė - -26,8 m. Hablo orbitinis teleskopas gali stebėti objektus, kurių dydis yra iki maždaug 31,5 m.

Didumo skalė
(mastas yra atvirkštinis: mažesnės reikšmės atitinka šviesesnius objektus)

Tariami kai kurių dangaus kūnų dydžiai

Sekmadienis: -26.73
Mėnulis (pilnatis): -12.74
Venera (esant maksimaliam ryškumui): -4,67
Jupiteris (esant maksimaliam ryškumui): -2,91
Sirijus: -1.44
Vega: 0,03
Blyškiausios plika akimi matomos žvaigždės: apie 6,0
Saulė iš 100 šviesmečių: 7.30
„Proxima Centauri“: 11.05
Ryškiausias kvazaras: 12.9
Blausiausi objektai, nufotografuoti Hablo teleskopu: 31.5

Įvairių dangaus objektų nevienodas ryškumas (arba spindesys) tikriausiai yra pirmas dalykas, kurį žmogus pastebi stebėdamas; todėl seniai dėl to iškilo poreikis įvesti patogią reikšmę, kuri leistų klasifikuoti šviestuvus pagal ryškumą.

Istorija

Pirmą kartą tokią reikšmę savo stebėjimams plika akimi panaudojo senovės graikų astronomas, pirmojo Europos žvaigždžių katalogo autorius Hiparchas. Jis visas savo kataloge esančias žvaigždes klasifikavo pagal ryškumą, ryškiausias – 1-ojo, o silpniausias – 6-ojo dydžio žvaigždes. Ši sistema įsitvirtino, o XIX amžiaus viduryje ją patobulino iki šiuolaikinės formos anglų astronomas Normanas Pogsonas.

Taigi mes gavome bematį fizikinį dydį, logaritmiškai susijusį su šviestuvų sukuriamu apšvietimu (faktinis žvaigždžių dydis):

m1-m2 = -2,5*lg (L1/L2)

kur m1 ir m2 yra šviestuvų dydžiai, o L1 ir L2 yra šių objektų sukurtas apšvietimas liuksais (lx yra SI apšvietimo vienetas). Jei kairėje šios lygties pusėje pakeisite reikšmę m1-m2 = 5, tada atlikę paprastą skaičiavimą pamatysite, kad šiuo atveju apšvietimas yra susijęs kaip 1/100, todėl ryškumo skirtumas yra 5 dydžiai atitinka apšvietimo skirtumą nuo objektų 100 kartų.

Tęsdami šios problemos sprendimą, išgauname 5-ąją šaknį iš 100 ir gauname apšvietimo pokytį, kurio ryškumo skirtumas yra vieno dydžio, apšvietimo pokytis bus 2,512 karto.

Tai yra visas pagrindinis matematinis aparatas, reikalingas orientuotis tam tikroje ryškumo skalėje.

Didumo skalė

Įdiegus šią sistemą, taip pat reikėjo nustatyti dydžių skalės atskaitos tašką. Šiuo tikslu žvaigždės Vega (alpha Lyrae) ryškumas iš pradžių buvo paimtas kaip nulis (0 m). Šiuo metu tiksliausias atskaitos taškas yra žvaigždės ryškumas, kuris yra 0,03 m ryškesnis nei Vega. Tačiau akis tokio skirtumo nepastebės, todėl vizualiniams stebėjimams nulinį dydį atitinkantį ryškumą vis tiek galima paimti kaip Vega.

Kitas svarbus dalykas, kurį reikia atsiminti dėl šios skalės, yra tai, kad kuo mažesnis dydis, tuo objektas šviesesnis. Pavyzdžiui, ta pati „Vega“ su savo +0,03 m dydžiu bus beveik 100 kartų ryškesnė už žvaigždę, kurios dydis yra +5 m. Jupiteris, kurio didžiausias ryškumas yra -2,94 m, bus ryškesnis nei Vega:

2,94–0,03 = -2,5*lg (L1 / L2)
L1/L2 = 15,42 karto

Šią problemą galite išspręsti kitu būdu - tiesiog padidindami 2,512 iki galios, lygios objektų dydžių skirtumui:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Didumo klasifikacija

Dabar, pagaliau susidoroję su technine įranga, panagrinėkime astronomijoje naudojamų žvaigždžių dydžių klasifikaciją.

Pirmoji klasifikacija pagrįsta spinduliuotės imtuvo spektriniu jautrumu. Šiuo atžvilgiu žvaigždžių dydis gali būti: vizualinis (į ryškumą atsižvelgiama tik akiai matomo spektro diapazone); bolometrinis (į ryškumą atsižvelgiama visame spektro diapazone, ne tik matomos šviesos, bet ir ultravioletinių, infraraudonųjų ir kitų spektrų derinys); fotografinis (ryškumas atsižvelgiant į jautrumą fotoelementų spektrui).

Tai taip pat apima žvaigždžių dydžius tam tikroje spektro dalyje (pavyzdžiui, mėlynos, geltonos, raudonos ar ultravioletinės spinduliuotės diapazone).

Atitinkamai, vizualinis dydis skirtas įvertinti šviestuvų ryškumą vizualinių stebėjimų metu; bolometrinis – įvertinti bendrą visos žvaigždės spinduliuotės srautą; ir fotografiniai bei siaurajuosčiai kiekiai – šviestuvų spalviniams rodikliams įvertinti bet kurioje fotometrinėje sistemoje.

Tariami ir absoliutūs dydžiai

Antrasis žvaigždžių dydžių klasifikavimo tipas yra pagrįstas priklausomų fizinių parametrų skaičiumi. Šiuo atžvilgiu žvaigždžių dydis gali būti matomas ir absoliutus. Tariamasis dydis yra objekto ryškumas, kurį akis (ar kitas spinduliuotės imtuvas) suvokia tiesiogiai iš dabartinės padėties erdvėje.

Šis ryškumas priklauso nuo dviejų parametrų vienu metu - šviestuvo spinduliuotės galios ir atstumo iki jo. Absoliutus dydis priklauso tik nuo spinduliuotės galios ir nepriklauso nuo atstumo iki objekto, nes manoma, kad pastarasis yra bendras tam tikrai objektų klasei.

Absoliutus žvaigždžių dydis apibrėžiamas kaip jų regimasis dydis, jei atstumas iki žvaigždės būtų 10 parsekų (32 616 šviesmečių). Absoliutus Saulės sistemos objektų dydis apibrėžiamas kaip jų tariamasis dydis, jei jie būtų 1 AU atstumu. nuo Saulės ir stebėtojui rodytų visą jos fazę, o pats stebėtojas taip pat būtų ties 1 AU. (149,6 mln. km) nuo objekto (t. y. Saulės centre).

Absoliutus meteorų dydis apibrėžiamas kaip jų tariamasis dydis, jei jie būtų 100 km atstumu nuo stebėtojo ir zenito taške.

Dydžių taikymas

Šios klasifikacijos gali būti naudojamos kartu. Pavyzdžiui, absoliutus Saulės vizualinis dydis yra M(v) = +4,83. o absoliutus bolometrinis M(bol) = +4,75, nes Saulė šviečia ne tik matomame spektro diapazone. Priklausomai nuo žvaigždės fotosferos (matomo paviršiaus) temperatūros, taip pat nuo jos šviesumo klasės (pagrindinė seka, milžinas, supermilžinas ir kt.).

Yra skirtumų tarp vizualinių ir bolometrinių absoliučių žvaigždės dydžių. Pavyzdžiui, karštos žvaigždės (B ir O spektrinės klasės) daugiausia šviečia ultravioletiniame diapazone, kuris akiai nematomas. Taigi jų bolometrinis spindesys yra daug stipresnis nei vizualinis. Tas pats pasakytina ir apie vėsias žvaigždes (spektrinės klasės K ir M), kurios šviečia daugiausia infraraudonųjų spindulių diapazone.

Galingiausių žvaigždžių (hipergiantų ir Wolf-Rayet žvaigždžių) absoliutus vizualinis dydis yra -8, -9. Absoliutus bolometrinis rodiklis gali siekti -11, -12 (tai atitinka tariamą Mėnulio pilnaties dydį).

Spinduliuotės galia (šviesumas) yra milijonus kartų didesnė už Saulės spinduliavimo galią. Tariamas vizualinis Saulės dydis iš Žemės orbitos yra -26,74 m; Neptūno orbitos srityje bus -19,36 m. Ryškiausios žvaigždės Sirijaus regimasis dydis yra -1,5 m, o absoliutus šios žvaigždės vizualinis dydis yra +1,44, t.y. Sirijus matomame spektre yra beveik 23 kartus ryškesnis už Saulę.

Veneros planeta danguje visada yra ryškesnė už visas žvaigždes (jos matomas ryškumas svyruoja nuo -3,8 m iki -4,9 m); Jupiteris yra šiek tiek mažiau ryškus (nuo -1,6 m iki -2,94 m); Opozicijų metu Marso regimasis dydis yra apie -2 m arba ryškesnis. Apskritai, dauguma planetų dažniausiai yra ryškiausi dangaus objektai po Saulės ir Mėnulio. Nes šalia Saulės nėra žvaigždžių, turinčių didelį šviesumą.

Įsivaizduokite, kad kažkur jūroje nakties tamsoje tyliai mirga šviesa. Nebent patyręs buriuotojas jums nepaaiškins, kas tai yra, dažnai nesužinosite: tai arba žibintuvėlis praplaukiančio laivo priekyje, arba galingas prožektorius iš tolimo švyturio.

Tamsią naktį esame toje pačioje padėtyje, žiūrime į mirksinčias žvaigždes. Jų tariamas spindesys taip pat priklauso nuo tikrojo šviesos intensyvumo, vadinamo šviesumo, ir iš jų atstumo iki mūsų. Tik žinant atstumą iki žvaigždės galima apskaičiuoti jos šviesumą, palyginti su Saule. Pavyzdžiui, žvaigždės, kuri tikrovėje yra dešimt kartų mažiau ryški nei Saulė, šviesumas bus išreikštas 0,1.

Tikrasis žvaigždės šviesos intensyvumas gali būti išreikštas net kitaip, apskaičiuojant, kokio dydžio ji mums atrodytų, jei ji būtų standartiniu 32,6 šviesmečių atstumu nuo mūsų, tai yra tokiu atstumu, kad šviesa skrenda 300 000 greičiu. km/sek, būtų jį įveikęs per šį laiką.

Tokio standartinio atstumo nustatymas pasirodė patogus atliekant įvairius skaičiavimus. Žvaigždės, kaip ir bet kurio šviesos šaltinio, ryškumas kinta atvirkščiai, atsižvelgiant į atstumo nuo jos kvadratą. Šis dėsnis leidžia apskaičiuoti absoliučius žvaigždžių dydžius arba šviesumą, žinant atstumą iki jų.

Kai tapo žinomi atstumai iki žvaigždžių, galėjome apskaičiuoti jų šviesumą, tai yra, galėjome jas surikiuoti ir palyginti tarpusavyje tomis pačiomis sąlygomis. Reikia pripažinti, kad rezultatai buvo nuostabūs, nes anksčiau buvo manoma, kad visos žvaigždės yra „panašios į mūsų Saulę“. Žvaigždžių šviesumas pasirodė nepaprastai įvairus, ir jų mūsų linijoje negalima palyginti su jokia pionierių linija.

Pateiksime tik kraštutinius skaisčio pavyzdžius žvaigždžių pasaulyje.

Nuo seno žinoma blankiausia žvaigždė, 50 tūkstančių kartų blankesnė už Saulę, o jos absoliutus šviesumo dydis: +16,6. Tačiau vėliau buvo aptiktos ir blankesnės žvaigždės, kurių šviesumas, lyginant su saule, yra milijonus kartų mažesnis!

Matmenys erdvėje apgaulingi: Denebas iš Žemės šviečia ryškiau nei Antaresas, bet Pistoleto visai nesimato. Tačiau mūsų planetos stebėtojui Denebas ir Antaresas atrodo tiesiog nereikšmingi taškai, palyginti su Saule. Kaip tai neteisinga, galima spręsti iš paprasto fakto: ginklas per sekundę skleidžia tiek šviesos, kiek Saulė per metus!

Kitame žvaigždžių linijos krašte stovi Auksinės žuvelės „S“., matomas tik pietinio Žemės pusrutulio šalyse kaip žvaigždutė (tai yra net nematoma be teleskopo!). Tiesą sakant, jis yra 400 tūkstančių kartų ryškesnis už Saulę, o absoliučios šviesumo vertė yra -8,9.

Absoliutus Mūsų Saulės šviesumo vertė yra +5. Ne tiek daug! Iš 32,6 šviesmečio atstumo mums būtų sunku jį pamatyti be žiūronų.

Jei įprastos žvakės ryškumas laikomas Saulės ryškumu, tai, palyginti su ja, Dorado „S“ bus galingas prožektorius, o silpniausia žvaigždė yra silpnesnė už apgailėtiniausią ugniagesį.

Taigi, žvaigždės yra tolimos saulės, tačiau jų šviesos intensyvumas gali visiškai skirtis nuo mūsų žvaigždės. Vaizdžiai tariant, savo Saulę pakeisti kita reikėtų daryti atsargiai. Nuo vieno šviesos apaktume, kito šviesoje klaidžiotume tarsi prieblandoje.

Dydžiai

Kadangi akys yra pirmasis matavimo įrankis, turime žinoti paprastas taisykles, pagal kurias apskaičiuojame šviesos šaltinių ryškumą. Mūsų ryškumo skirtumų vertinimas yra santykinis, o ne absoliutus. Palyginus dvi neryškias žvaigždes, matome, kad jos pastebimai skiriasi viena nuo kitos, tačiau dviejų ryškių žvaigždžių to paties ryškumo skirtumo mes nepastebime, nes jis yra nereikšmingas, palyginti su bendru skleidžiamos šviesos kiekiu. Kitaip tariant, mūsų akys vertina giminaitis, ne absoliutus blizgesio skirtumas.

Hiparchas pirmasis plika akimi matomas žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal jų ryškumą. Vėliau ši taisyklė buvo kiek patobulinta nekeičiant pačios sistemos. Didumo klasės buvo paskirstytos taip, kad 1-ojo dydžio žvaigždė (vidutiniškai 20) skleistų šimtą kartų daugiau šviesos nei 6-ojo dydžio žvaigždė, kuri yra ties matomumo riba daugeliui žmonių.

Vieno dydžio skirtumas lygus 2,512 kvadratui. Dviejų dydžių skirtumas atitinka 6,31 (2,512 kvadratas), trijų dydžių skirtumas atitinka 15,85 (2,512 trečiajam laipsniui), keturių dydžių skirtumas atitinka 39,82 (2,512 - ketvirtasis laipsnis), o penkių dydžių skirtumas. dydžiai atitinka 100 (2,512 kvadrato penktasis laipsnis).

6-ojo didumo žvaigždė suteikia mums šimtą kartų mažiau šviesos nei 1-ojo dydžio žvaigždė, o 11-ojo didumo žvaigždė – dešimt tūkstančių kartų mažiau. Jei paimsime 21-ojo dydžio žvaigždę, jos ryškumas bus mažesnis nei 100 000 000 kartų.

Kaip jau aišku – absoliuti ir santykinė vairavimo vertė,
dalykai yra visiškai nepalyginami. „Santykiniam“ stebėtojui iš mūsų planetos Denebas Cygnus žvaigždyne atrodo maždaug taip. Tačiau iš tikrųjų visos Žemės orbitos vos pakaktų, kad būtų galima visiškai sutalpinti šios žvaigždės perimetrą.

Norėdami teisingai klasifikuoti žvaigždes (ir jos visos skiriasi viena nuo kitos), turite atidžiai užtikrinti, kad per visą intervalą tarp gretimų žvaigždžių dydžių būtų išlaikytas 2,512 ryškumo santykis. Neįmanoma atlikti tokio darbo plika akimi, jums reikia specialių įrankių, pvz fotometrai Pickering, kaip standartą naudojant Šiaurės žvaigždę ar net „vidutinę“ dirbtinę žvaigždę.

Taip pat matavimų patogumui būtina susilpninti labai ryškių žvaigždžių šviesą; tai galima pasiekti naudojant poliarizuojantį įrenginį arba naudojant fotometrinis pleištas.

Grynai vizualūs metodai, net ir naudojant didelius teleskopus, negali išplėsti mūsų dydžio skalės iki silpnų žvaigždžių. Be to, vizualiniai matavimo metodai turėtų būti (ir gali būti) atlikti tik tiesiai prie teleskopo. Todėl mūsų laikais grynai vizualinės klasifikacijos jau atsisakyta, naudojamas fotoanalizės metodas.

Kaip galite palyginti šviesos kiekį, kurį fotografinė plokštė gauna iš dviejų skirtingo spindesio žvaigždžių? Kad jie atrodytų vienodi, reikia žinomu kiekiu susilpninti ryškesnės žvaigždės šviesą. Lengviausias būdas tai padaryti – diafragmą pastatyti priešais teleskopo objektyvą. Į teleskopą patenkančios šviesos kiekis skiriasi priklausomai nuo objektyvo ploto, todėl galima tiksliai išmatuoti bet kurios žvaigždės šviesos slopinimą.

Išsirinkime kokią nors žvaigždę kaip standartinę ir nufotografuokime ją su visa teleskopo diafragma. Tada nustatysime, kokią diafragmą naudoti esant tam tikrai ekspozicijai, kad fotografuojant ryškesnę žvaigždę gautume tokį patį vaizdą, kaip ir pirmuoju atveju. Sumažėjusių ir pilnų skylių plotų santykis parodo dviejų objektų ryškumo santykį.

Šis matavimo metodas suteikia tik 0,1 dydžio paklaidą bet kuriai žvaigždei nuo 1 iki 18 magnitudės. Tokiu būdu gauti dydžiai vadinami fotovizualinis.