Büyüklük

© Bilgi güçtür

Ptolemaios ve Almagest

Parlaklık dereceleri ilkesine dayalı bir yıldız kataloğu derlemeye yönelik ilk girişim, MÖ 2. yüzyılda Helenik gökbilimci İznikli Hipparchus tarafından yapıldı. Çok sayıda eseri arasında (ne yazık ki neredeyse tamamı kaybolmuştur) ortaya çıkmıştır. "Yıldız Kataloğu" Koordinatlara ve parlaklığa göre sınıflandırılmış 850 yıldızın açıklamasını içerir. Ayrıca devinim olgusunu da keşfeden Hipparchus'un topladığı veriler, 2. yüzyılda İskenderiye'den (Mısır) Claudius Ptolemy sayesinde işlendi ve daha da geliştirildi. Reklam Temel bir eser yarattı "Almagest" on üç kitapta. Ptolemy o zamanın tüm astronomi bilgilerini topladı, sınıflandırdı ve erişilebilir ve anlaşılır bir biçimde sundu. Almagest ayrıca Yıldız Kataloğu'nu da içeriyordu. Hipparchus'un dört yüzyıl önce yaptığı gözlemlere dayanıyordu. Ancak Ptolemy'nin "Yıldız Kataloğu" zaten yaklaşık bin yıldız daha içeriyordu.

Ptolemy'nin kataloğu bin yıl boyunca neredeyse her yerde kullanıldı. Yıldızları parlaklık derecesine göre altı sınıfa ayırdı: en parlak olanlar birinci sınıfa, daha az parlak olanlar ikinci sınıfa atandı ve bu şekilde devam etti. Altıncı sınıf, çıplak gözle zar zor görülebilen yıldızları içerir. "Gök cisimlerinin parlaklığı" veya "yıldız büyüklüğü" terimi, yalnızca yıldızların değil aynı zamanda bulutsuların, galaksilerin ve diğer gök olaylarının da dahil olduğu gök cisimlerinin parlaklık ölçüsünü belirlemek için bugün hala kullanılmaktadır.

Yıldız parlaklığı ve görsel büyüklük

Yıldızlı gökyüzüne baktığınızda yıldızların parlaklıklarının veya görünür parlaklıklarının farklılık gösterdiğini fark edebilirsiniz. En parlak yıldızlara 1. kadir yıldızlar denir; Parlaklığı 1. büyüklükteki yıldızlardan 2,5 kat daha sönük olan yıldızlar 2. büyüklüktedir. Bunlar 3. büyüklükteki yıldızlar olarak sınıflandırılır. 2. büyüklükteki yıldızlardan 2,5 kat daha zayıf olan vb. Çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar 6. büyüklükteki yıldızlar olarak sınıflandırılır. "Yıldız büyüklüğü" adının yıldızların büyüklüğünü değil, yalnızca görünen parlaklığını gösterdiği unutulmamalıdır.

Toplamda, gökyüzünde en parlak 20 yıldız vardır ve bunların genellikle birinci büyüklükteki yıldızlar olduğu söylenir. Ancak bu aynı parlaklığa sahip oldukları anlamına gelmez. Aslında bazıları 1. büyüklükten biraz daha parlak, bazıları ise biraz daha sönük ve bunlardan yalnızca biri tam olarak 1. büyüklükte bir yıldız. Aynı durum 2., 3. ve sonraki büyüklükteki yıldızlar için de geçerlidir. Bu nedenle, belirli bir yıldızın parlaklığını daha doğru bir şekilde belirtmek için şunu kullanırlar: kesirli miktarlar. Yani örneğin parlaklıkları 1. ve 2. büyüklükteki yıldızların ortasında olan yıldızların 1,5. büyüklüğe ait olduğu kabul edilir. 1,6 büyüklüğünde yıldızlar var; 2.3; 3.4; 5.5 vb. Gökyüzünde, parlaklıkları açısından 1. büyüklükteki yıldızların parlaklığını aşan, özellikle parlak birkaç yıldız görülebilir. Bu yıldızlar için sıfır ve negatif büyüklükler. Örneğin, gökyüzünün kuzey yarımküresindeki en parlak yıldız - Vega - 0,03 (0,04) büyüklüğünde ve en parlak yıldız - Sirius - güney yarımkürede eksi 1,47 (1,46) büyüklüğündedir. yıldızın en parlakı Canopus(Canopus, Karina takımyıldızında yer alır. Görünür parlaklığı eksi 0,72 olan Canopus, Güneş'ten 700 ışıkyılı uzaklıktaki tüm yıldızlar arasında en yüksek parlaklığa sahiptir. Karşılaştırma için Sirius, Güneşimizden yalnızca 22 kat daha parlaktır, ancak çok daha fazladır. Bize Canopus'tan daha yakındır. Güneş'in en yakın komşuları arasında yer alan birçok yıldız için Canopus, onların gökyüzündeki en parlak yıldızdır.)

Modern bilimde büyüklük

19. yüzyılın ortalarında. İngiliz gökbilimci Norman Pogson

İngiliz gökbilimci tarafından geliştirilen sistem, mevcut ölçeğin korunmasını (altı sınıfa bölünme) mümkün kıldı, ancak ona maksimum matematiksel doğruluk sağladı. İlk olarak yıldız büyüklükleri sisteminin sıfır noktası olarak Kutup Yıldızı seçilmiş ve büyüklüğü Ptolemaios sistemine göre 2,12 olarak belirlenmiştir. Daha sonra Kuzey Yıldızı'nın değişken bir yıldız olduğu anlaşıldığında, sabit özelliklere sahip yıldızlar şartlı olarak sıfır noktası rolüne atandı. Teknoloji ve ekipman geliştikçe, bilim adamları yıldızların büyüklüklerini daha büyük bir doğrulukla belirleyebildiler: onda bire ve daha sonra yüzlerce birime kadar.

Görünen yıldız büyüklükleri arasındaki ilişki Pogson formülüyle ifade edilir: M 2 -M 1 =-2,5log(e 2 /e 1) .

Görsel büyüklüğü L'den büyük olan n yıldız sayısı

Bağıl ve mutlak büyüklük

Teleskoba monte edilmiş özel aletler (fotometreler) kullanılarak ölçülen yıldız büyüklüğü, bir yıldızdan gelen ışığın Dünya'daki bir gözlemciye ne kadar ulaştığını gösterir. Işık yıldızdan bize kadar olan mesafeyi kat eder ve buna göre yıldız ne kadar uzaktaysa o kadar sönük görünür. Yani yıldızların parlaklıklarının farklılık göstermesi henüz yıldız hakkında tam bilgi vermiyor. Çok parlak bir yıldız büyük bir parlaklığa sahip olabilir, ancak çok uzakta olabilir ve bu nedenle çok büyük bir kadire sahip olabilir. Yıldızların parlaklığını Dünya'ya olan uzaklıklarına bakılmaksızın karşılaştırmak için kavram "mutlak büyüklük". Mutlak büyüklüğü belirlemek için yıldıza olan mesafeyi bilmeniz gerekir. Mutlak büyüklük M, gözlemciden 10 parsek uzaklıktaki bir yıldızın parlaklığını karakterize eder. (1 parsek = 3,26 ışık yılı.). Mutlak büyüklük M, görünen büyüklük m ve parsek cinsinden R yıldızına olan uzaklık arasındaki ilişki: M = m + 5 – 5 log R.

Nispeten yakın ve birkaç on parsek'i aşmayan uzaklıktaki yıldızlar için mesafe, iki yüz yıldır bilinen bir yöntemle paralaksla belirlenir. Bu durumda, yıldızların ihmal edilebilir açısal yer değiştirmeleri, dünya yörüngesinin farklı noktalarından, yani yılın farklı zamanlarında gözlemlendiğinde ölçülür. En yakın yıldızların paralaksları bile 1"'den azdır. Paralaks kavramı astronomideki temel birimlerden birinin adı olan parsek ile ilişkilendirilir. Parsek, yıllık paralaksı eşit olan hayali bir yıldıza olan mesafedir. 1".

Sevgili ziyaretçiler!

Astronomiden uzak insanlar bile yıldızların farklı parlaklıklara sahip olduğunu biliyor. En parlak yıldızlar aşırı pozlanmış şehir gökyüzünde kolayca görülebilirken, en sönük yıldızlar ideal görüntüleme koşullarında neredeyse hiç görülemez.

Yıldızların ve diğer gök cisimlerinin (örneğin gezegenler, meteorlar, Güneş ve Ay) parlaklığını karakterize etmek için bilim adamları bir yıldız büyüklüğü ölçeği geliştirdiler.

Görünür büyüklük(m; genellikle basitçe "büyüklük" olarak adlandırılır) gözlemcinin yakınındaki radyasyon akışını, yani yalnızca nesnenin gerçek radyasyon gücüne değil, aynı zamanda ona olan mesafeye de bağlı olan göksel kaynağın gözlemlenen parlaklığını belirtir.

Bu, gözlemcinin yakınındaki göksel bir nesnenin yarattığı aydınlatmayı karakterize eden boyutsuz bir astronomik miktardır.

Aydınlatma- yüzeyin küçük bir alanına düşen ışık akısının alanına oranına eşit ışık miktarı.
Uluslararası Birim Sisteminde (SI) aydınlatma birimi lükstür (1 lüks = metrekare başına 1 lümen), GHS'de (santimetre-gram-saniye) phottur (bir phot 10.000 lükse eşittir).

Aydınlatma, ışık kaynağının ışık şiddeti ile doğru orantılıdır. Kaynak aydınlatılan yüzeyden uzaklaştıkça aydınlatması mesafenin karesiyle ters orantılı olarak azalır (ters kare kanunu).

Öznel olarak görülebilen yıldız büyüklüğü, parlaklık (nokta kaynaklar için) veya parlaklık (genişletilmiş kaynaklar için) olarak algılanır.

Bu durumda, bir kaynağın parlaklığı, standart olarak alınan diğerinin parlaklığıyla karşılaştırılarak gösterilir. Bu tür standartlar genellikle özel olarak seçilmiş sabit yıldızlar olarak hizmet eder.

Büyüklük ilk olarak optik aralıktaki yıldızların görünür parlaklığının bir göstergesi olarak tanıtıldı, ancak daha sonra diğer radyasyon aralıklarına da genişletildi: kızılötesi, morötesi.

Dolayısıyla görünen büyüklük m veya parlaklık, kaynağın gözlem yerindeki ışınlarına dik yüzeyde yarattığı aydınlatmanın (E) bir ölçüsüdür.

Tarihsel olarak her şey 2000 yıldan fazla bir süre önce, antik Yunan gökbilimci ve matematikçinin Hipparkhos(MÖ 2. yüzyıl) gözle görülebilen yıldızları 6 büyüklüğe ayırmıştır.

Hipparchus, en parlak yıldızlara birinci büyüklüğü ve en sönük, zar zor görülebilen altıncı yıldızları atadı, geri kalanı orta büyüklükler arasında eşit olarak dağıtıldı. Üstelik Hipparchus, yıldız büyüklüklerine bölünmeyi yaptı, böylece 1. büyüklükteki yıldızlar, 3. büyüklükteki yıldızlardan daha parlak göründükleri gibi, 2. büyüklükteki yıldızlardan da daha parlak göründüler, vb. yıldızlar bir ve aynı büyüklükte değişti.

Daha sonra ortaya çıktığı gibi, böyle bir ölçek ile gerçek fiziksel büyüklükler arasındaki bağlantı logaritmiktir, çünkü parlaklıkta aynı sayıdaki bir değişiklik göz tarafından aynı miktarda bir değişiklik olarak algılanır - Weber-Fechner'in ampirik psikofizyolojik yasası Buna göre duyunun yoğunluğu, uyaranın yoğunluğunun logaritmasıyla doğru orantılıdır.

Bu, insan algısının özelliklerinden kaynaklanmaktadır, örneğin bir avizede 1, 2, 4, 8, 16 aynı ampul sırayla yanıyorsa, o zaman bize odadaki aydınlatmanın aynı oranda arttığı anlaşılıyor. miktar. Yani, açılan ampullerin sayısı aynı sayıda (örnekte iki kez) artmalı, böylece bize parlaklıktaki artışın sabit olduğu anlaşılıyor.

E duyusunun gücünün P uyaranının fiziksel yoğunluğuna logaritmik bağımlılığı aşağıdaki formülle ifade edilir:

E = k log P + a, (1)

burada k ve a, belirli bir duyu sistemi tarafından belirlenen belirli sabitlerdir.

19. yüzyılın ortalarında. İngiliz gökbilimci Norman Pogson, psikofizyolojik görme yasasını dikkate alan büyüklük ölçeğini resmileştirdi.

Gerçek gözlem sonuçlarına dayanarak şunu öne sürdü:

BİRİNCİ BÜYÜKLÜĞÜNDEKİ BİR YILDIZ, ALTINCI BÜYÜKLÜĞÜNDEKİ BİR YILDIZDAN TAM 100 KAT DAHA PARLAKTIR.

Bu durumda ifade (1)'e göre görünen büyüklük şu eşitlikle belirlenir:

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

2,5 – Pogson katsayısı, eksi işareti – tarihsel geleneğe bir saygı duruşu (daha parlak yıldızların negatif de dahil olmak üzere daha düşük bir büyüklüğü vardır);
a, ölçüm ölçeğinin taban noktasının seçimine ilişkin uluslararası anlaşmayla oluşturulan büyüklük ölçeğinin sıfır noktasıdır.

Eğer E 1 ve E 2, m 1 ve m 2 büyüklüklerine karşılık geliyorsa, o zaman (2)'den şu sonuç çıkar:

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

Büyüklükte bir m1 - m2 = 1 oranında azalma, E aydınlatmasında yaklaşık 2,512 kat artışa yol açar. 1. büyüklükten 6. büyüklüğe kadar olan aralığa karşılık gelen m 1 - m 2 = 5 olduğunda, aydınlatmadaki değişim E 2 / E 1 = 100 olacaktır.

Pogson formülü klasik haliyle görünen yıldız büyüklükleri arasında bir ilişki kurar:

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

Bu formül, yıldız büyüklüklerindeki farkı belirlemenize izin verir, ancak büyüklüklerin kendisini belirlemenize izin vermez.

Mutlak bir ölçek oluşturmak amacıyla kullanmak için şunu ayarlamanız gerekir: sıfır noktası– sıfır büyüklüğe (0 m) karşılık gelen parlaklık. İlk başta Vega'nın parlaklığı 0 m olarak alınmıştı. Daha sonra sıfır noktası yeniden tanımlandı, ancak görsel gözlemler için Vega hala sıfır görünür büyüklük standardı olarak hizmet edebilir (modern sisteme göre, UBV sisteminin V bandında büyüklüğü +0,03 m'dir, bu sıfırdan ayırt edilemez) göze).

Genellikle, büyüklük ölçeğinin sıfır noktası, çeşitli yöntemler kullanılarak dikkatli fotometrisi gerçekleştirilen bir dizi yıldıza dayalı olarak koşullu olarak alınır.

Ayrıca iyi tanımlanmış bir aydınlatma, E = 2,48 * 10 -8 W/m² enerji değerine eşit olan 0 m olarak alınmıştır. Aslında gökbilimcilerin gözlemler sırasında belirlediği aydınlatmadır ve ancak o zaman özel olarak yıldız büyüklüklerine dönüştürülür.

Bunu yalnızca "daha yaygın olduğu" için değil, aynı zamanda büyüklüğün çok uygun bir kavram haline gelmesi nedeniyle de yapıyorlar.

büyüklüğün çok uygun bir kavram olduğu ortaya çıktı

Aydınlatmayı metrekare başına watt cinsinden ölçmek son derece külfetlidir: Güneş için değer büyüktür, sönük teleskopik yıldızlar için ise çok küçüktür. Aynı zamanda, logaritmik ölçek, çok geniş büyüklük değerleri aralıklarını görüntülemek için son derece uygun olduğundan, yıldız büyüklükleriyle çalışmak çok daha kolaydır.

Pogson formalizasyonu daha sonra yıldızların büyüklüğünü tahmin etmek için standart yöntem haline geldi.

Doğru, modern ölçek artık altı kadirle veya yalnızca görünür ışıkla sınırlı değil. Çok parlak nesnelerin negatif büyüklüğü olabilir. Örneğin gök kürenin en parlak yıldızı olan Sirius'un büyüklüğü eksi 1,47 m'dir. Modern ölçek aynı zamanda Ay ve Güneş için de değerler elde etmemizi sağlar: Dolunay -12,6 m, Güneş -26,8 m büyüklüğündedir. Hubble yörünge teleskopu, parlaklığı yaklaşık 31,5 m'ye kadar olan nesneleri gözlemleyebilir.

Büyüklük ölçeği
(ölçek ters çevrilmiştir: daha düşük değerler daha parlak nesnelere karşılık gelir)

Bazı gök cisimlerinin görünen büyüklükleri

Güneş: -26.73
Ay (dolunay): -12.74
Venüs (maksimum parlaklıkta): -4,67
Jüpiter (maksimum parlaklıkta): -2,91
Sirius: -1.44
Vega: 0,03
Çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar: yaklaşık 6,0
100 ışıkyılı uzaklıktan Güneş: 7.30
Proksima Centauri: 11.05
En parlak kuasar: 12,9
Hubble teleskopunun fotoğrafladığı en sönük nesneler: 31,5

Gökyüzündeki çeşitli nesnelerin eşit olmayan parlaklığı (veya parlaklığı), muhtemelen bir kişinin gözlem yaparken fark ettiği ilk şeydir; bu nedenle, bununla bağlantılı olarak, uzun zaman önce, armatürleri parlaklığa göre sınıflandırmayı mümkün kılacak uygun bir değer sunma ihtiyacı ortaya çıktı.

Hikaye

İlk kez böyle bir değer, ilk Avrupa yıldız kataloğunun yazarı olan antik Yunan gökbilimci Hipparchus tarafından çıplak gözle yaptığı gözlemlerde kullanıldı. Kataloğundaki tüm yıldızları parlaklıklarına göre sınıflandırdı, en parlaklarını 1. kadirden yıldızlar, en sönük olanları ise 6. kadirden yıldızlar olarak belirledi. İngiliz gökbilimci Norman Pogson.

Böylece, armatürlerin yarattığı aydınlatmayla (gerçek yıldız büyüklüğü) logaritmik olarak ilişkili boyutsuz bir fiziksel miktar elde ettik:

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

burada m1 ve m2 armatürlerin büyüklükleridir ve L1 ve L2 bu nesneler tarafından oluşturulan lüks cinsinden aydınlatmadır (lx, aydınlatmanın SI birimidir). Bu denklemin sol tarafına m1-m2 = 5 değerini yazarsanız, basit bir hesap yaptıktan sonra bu durumda aydınlatmanın 1/100 ile ilişkili olduğunu, yani 5 kadir parlaklık farkının olduğunu görürsünüz. bir kez 100 nesneden aydınlatma farkına karşılık gelir.

Bu sorunu çözmeye devam ederek 100'ün 5. kökünü alıyoruz ve bir büyüklük parlaklık farkıyla aydınlatmada bir değişiklik elde ediyoruz, aydınlatmadaki değişim 2.512 kat olacak.

Bu, belirli bir parlaklık ölçeğinde yönlendirme için gerekli olan tüm temel matematiksel aparatlardır.

Büyüklük ölçeği

Bu sistemin devreye girmesiyle birlikte büyüklük ölçeği için de başlangıç ​​noktasının belirlenmesi gerekiyordu. Bu amaçla Vega (alfa Lyrae) yıldızının parlaklığı başlangıçta sıfır büyüklük (0m) olarak alınmıştır. Şu anda en doğru referans noktası, Vega'dan 0,03 m daha parlak olan yıldızın parlaklığıdır. Ancak göz böyle bir farkı fark etmeyeceğinden görsel gözlemlerde sıfır büyüklüğe karşılık gelen parlaklık yine de Vega olarak alınabilir.

Bu ölçekle ilgili hatırlanması gereken bir diğer önemli nokta, büyüklük ne kadar düşükse nesnenin o kadar parlak olmasıdır. Örneğin, +0,03m kadiri ile aynı Vega, +5m kadiri olan bir yıldızdan neredeyse 100 kat daha parlak olacaktır. Maksimum parlaklığı -2,94 m olan Jüpiter, aşağıdaki durumlarda Vega'dan daha parlak olacaktır:

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

Bu sorunu başka bir şekilde çözebilirsiniz - basitçe 2,512'yi nesnelerin büyüklükleri farkına eşit bir güce yükselterek:

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

Büyüklük sınıflandırması

Şimdi nihayet donanım konusunu ele aldıktan sonra, astronomide kullanılan yıldız büyüklüklerinin sınıflandırılmasına bakalım.

İlk sınıflandırma, radyasyon alıcısının spektral duyarlılığına dayanmaktadır. Bu bağlamda yıldız büyüklüğü şunlar olabilir: görsel (parlaklık yalnızca gözle görülebilen spektrum aralığında dikkate alınır); bolometrik (parlaklık, yalnızca görünür ışık değil, aynı zamanda ultraviyole, kızılötesi ve diğer spektrumların birleşimiyle spektrumun tüm aralığı boyunca dikkate alınır); fotografik (fotosel spektrumuna duyarlılığı dikkate alan parlaklık).

Bu aynı zamanda spektrumun belirli bir kısmındaki (örneğin mavi ışık, sarı, kırmızı veya morötesi radyasyon aralığında) yıldız büyüklüklerini de içerir.

Buna göre görsel büyüklük, görsel gözlemler sırasında armatürlerin parlaklığını değerlendirmeyi amaçlamaktadır; bolometrik - yıldızdan gelen tüm radyasyonun toplam akışını tahmin etmek için; ve fotoğrafik ve dar bant miktarları - herhangi bir fotometrik sistemdeki armatürlerin renk göstergelerini değerlendirmek için.

Görünür ve mutlak büyüklükler

Yıldız büyüklüklerinin ikinci tip sınıflandırması, bağımlı fiziksel parametrelerin sayısına dayanmaktadır. Bu bakımdan yıldız büyüklüğü görünür ve mutlak olabilir. Görünür büyüklük, bir nesnenin, gözün (veya başka bir radyasyon alıcısının) uzaydaki mevcut konumundan doğrudan algıladığı parlaklığıdır.

Bu parlaklık aynı anda iki parametreye bağlıdır - armatürün radyasyonunun gücü ve ona olan mesafe. Mutlak büyüklük yalnızca radyasyon gücüne bağlıdır ve nesneye olan mesafeye bağlı değildir, çünkü ikincisinin belirli bir nesne sınıfı için genel olduğu varsayılır.

Yıldızlar için mutlak büyüklük, yıldıza olan mesafenin 10 parsek (32.616 ışıkyılı) olması durumunda görünen büyüklükleri olarak tanımlanır. Güneş Sistemi nesnelerinin mutlak büyüklüğü, eğer 1 AU uzaklıkta bulunuyorlarsa görünen büyüklükleri olarak tanımlanır. Güneş'ten gelecek ve gözlemciye tam evresini gösterecek ve gözlemcinin kendisi de 1 AU'da olacaktır. (149,6 milyon km) nesneden (yani Güneş'in merkezinde).

Göktaşlarının mutlak büyüklüğü, gözlemciden 100 km uzaklıkta ve zirve noktasında bulunmaları durumunda görünen büyüklükleri olarak tanımlanır.

Büyüklüklerin uygulanması

Bu sınıflandırmalar birlikte kullanılabilir. Örneğin Güneş'in mutlak görsel büyüklüğü M(v) = +4,83'tür. ve mutlak bolometrik M(bol) = +4,75, çünkü Güneş yalnızca spektrumun görünür aralığında parlamaz. Yıldızın fotosferinin (görünür yüzey) sıcaklığına ve parlaklık sınıfına (ana dizi, dev, süper dev vb.) bağlı olarak.

Bir yıldızın görsel ve bolometrik mutlak büyüklükleri arasında farklılıklar vardır. Örneğin, sıcak yıldızlar (spektral sınıflar B ve O) çoğunlukla gözle görülemeyen ultraviyole aralığında parlar. Yani bolometrik parlaklıkları görsel olanlarından çok daha güçlü. Aynı durum, ağırlıklı olarak kızılötesi aralıkta parlayan soğuk yıldızlar (spektral sınıflar K ve M) için de geçerlidir.

En güçlü yıldızların (hiper devler ve Wolf-Rayet yıldızları) mutlak görsel büyüklüğü -8, -9 mertebesindedir. Mutlak bolometrik -11, -12'ye ulaşabilir (bu, dolunayın görünen büyüklüğüne karşılık gelir).

Radyasyon gücü (parlaklık), Güneş'in radyasyon gücünden milyonlarca kat daha yüksektir. Güneş'in Dünya'nın yörüngesinden görünen görünür büyüklüğü -26,74m'dir; Neptün'ün yörüngesi bölgesinde -19.36m olacaktır. En parlak yıldız olan Sirius'un görünen görsel kadiri -1,5m ve bu yıldızın mutlak görsel kadiri +1,44'tür, yani. Sirius, görünür spektrumda Güneş'ten neredeyse 23 kat daha parlaktır.

Gökyüzündeki Venüs gezegeni her zaman tüm yıldızlardan daha parlaktır (görünür parlaklığı -3,8 m ile -4,9 m arasında değişir); Jüpiter biraz daha az parlaktır (-1,6 m'den -2,94 m'ye); Karşıtlıklar sırasında, Mars'ın görünen büyüklüğü yaklaşık -2m veya daha parlaktır. Genel olarak çoğu gezegen, çoğu zaman Güneş ve Ay'dan sonra gökyüzündeki en parlak nesnelerdir. Çünkü Güneş'in çevresinde parlaklığı yüksek yıldızlar yoktur.

Gecenin karanlığında denizde bir yerlerde bir ışığın sessizce titrediğini hayal edin. Deneyimli bir denizci size bunun ne olduğunu açıklamadığı sürece çoğu zaman bilemezsiniz: Bu ya geçen bir teknenin pruvasındaki bir el feneridir ya da uzaktaki bir deniz fenerinden gelen güçlü bir projektördür.

Karanlık bir gecede aynı pozisyondayız, parıldayan yıldızlara bakıyoruz. Görünür parlaklıkları aynı zamanda gerçek ışık yoğunluğuna da bağlıdır. parlaklık ve bize olan uzaklıklarından. Yalnızca yıldıza olan mesafe bilgisi, onun parlaklığını Güneş'e kıyasla hesaplamaya izin verir. Örneğin gerçekte Güneş'ten on kat daha az parlak olan bir yıldızın parlaklığı 0,1 olarak ifade edilecektir.

Bir yıldızın ışığının gerçek yoğunluğu, bizden 32,6 ışıkyılı standart uzaklıkta, yani ışığın 300.000 ışıkyılı hızla seyahat ettiği bir mesafede olsaydı, bize hangi büyüklükte görüneceği hesaplanarak daha farklı bir şekilde ifade edilebilir. km/sn, bu sürede geçmiş olurdu.

Böyle bir standart mesafenin benimsenmesinin çeşitli hesaplamalar için uygun olduğu kanıtlanmıştır. Herhangi bir ışık kaynağı gibi bir yıldızın parlaklığı, ona olan uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak değişir. Bu yasa, yıldızların mutlak büyüklüklerini veya parlaklıklarını, onlara olan mesafeyi bilerek hesaplamamıza olanak tanır.

Yıldızlara olan mesafeler bilinince parlaklıklarını hesaplayabildik, yani onları bir nevi sıraya koyabildik ve aynı koşullar altında birbirleriyle karşılaştırabildik. Daha önce tüm yıldızların "Güneşimize benzediği" varsayıldığından, sonuçların şaşırtıcı olduğunu kabul etmek gerekir. Yıldızların parlaklıklarının şaşırtıcı derecede çeşitli olduğu ortaya çıktı ve bizim çizgimizdekiler hiçbir öncü çizgiyle karşılaştırılamaz.

Yıldızlar dünyasındaki parlaklığın yalnızca uç örneklerini vereceğiz.

Uzun zamandır bilinen en soluk yıldız, Güneş'ten 50 bin kat daha sönük olan ve mutlak parlaklık değeri +16,6 olan bir yıldızdı. Ancak daha sonra parlaklığı güneşe kıyasla milyonlarca kat daha az olan daha sönük yıldızlar keşfedildi!

Uzaydaki boyutlar yanıltıcıdır: Dünya'daki Deneb, Antares'ten daha parlaktır, ancak Tabanca hiç görünmez. Ancak gezegenimizden gelen bir gözlemciye hem Deneb hem de Antares, Güneş'le kıyaslandığında önemsiz noktalar gibi görünüyor. Bunun ne kadar yanlış olduğu basit bir gerçekle değerlendirilebilir: Bir silah saniyede Güneş'in bir yılda yaydığı kadar ışık yayar!

Yıldız çizgisinin diğer ucunda duruyor Altın Balıkların "S"si, yalnızca Dünyanın Güney Yarımküresindeki ülkelerde yıldız işaretiyle görülebilir (yani teleskop olmadan bile görülemez!). Aslında Güneş'ten 400 bin kat daha parlaktır ve mutlak parlaklık değeri -8,9'dur.

Mutlak Güneşimizin parlaklık değeri +5'tir. Pek değil! Dürbün olmadan 32,6 ışıkyılı uzaklıktan görmekte zorluk çekerdik.

Sıradan bir mumun parlaklığı Güneş'in parlaklığı olarak alınırsa, onunla karşılaştırıldığında Dorado'nun "S"si güçlü bir spot ışığı olacaktır ve en zayıf yıldız, en zavallı ateşböceğinden daha zayıf olacaktır.

Yani yıldızlar uzak güneşlerdir ancak ışık yoğunlukları yıldızımızınkinden tamamen farklı olabilir. Mecazi anlamda konuşursak, Güneşimizi bir başkasıyla değiştirmenin dikkatli yapılması gerekir. Birinin ışığında kör olurduk, diğerinin ışığında alacakaranlıkta dolaşırdık.

Büyüklükler

Gözler ilk ölçüm aracı olduğundan, ışık kaynaklarının parlaklığına ilişkin tahminlerimizi yönlendiren basit kuralları bilmeliyiz. Parlaklıktaki farklılıklara ilişkin değerlendirmemiz mutlak olmaktan ziyade görecelidir. İki sönük yıldızı karşılaştırdığımızda, birbirlerinden belirgin şekilde farklı olduklarını görüyoruz, ancak iki parlak yıldız için parlaklıktaki aynı fark, yayılan toplam ışık miktarıyla karşılaştırıldığında önemsiz olduğu için bizim tarafımızdan fark edilmiyor. Başka bir deyişle gözlerimiz değerlendirir akraba, Olumsuz mutlak parlaklık farkı.

Hipparchus, çıplak gözle görülebilen yıldızları parlaklıklarına göre altı sınıfa ayıran ilk kişiydi. Daha sonra bu kural, sistemin kendisini değiştirmeden bir miktar iyileştirildi. Büyüklük sınıfları, 1. büyüklükteki bir yıldızın (ortalama 20), çoğu insan için görünürlük sınırında olan 6. büyüklükteki bir yıldızdan yüz kat daha fazla ışık üreteceği şekilde dağıtıldı.

Bir büyüklükteki fark 2,512'nin karesine eşittir. İki büyüklükteki bir fark 6,31'e (2,512'nin karesi), üç büyüklükteki bir fark 15,85'e (2,512'nin üçüncü kuvvetine), dört büyüklükteki bir fark 39,82'ye (2,512'nin dördüncü kuvveti) ve beş büyüklüğündeki bir farka karşılık gelir. büyüklükler 100'e (2,512'nin karesi) karşılık gelir.

6. büyüklükteki bir yıldız bize 1. büyüklükteki bir yıldızdan yüz kat daha az ışık verir, 11. büyüklükteki bir yıldız ise on bin kat daha azdır. 21. büyüklükte bir yıldızı alırsak parlaklığı 100.000.000 kattan az olacaktır.

Zaten açık olduğu gibi - mutlak ve göreceli sürüş değeri,
şeyler tamamen karşılaştırılamaz. Gezegenimizden "göreceli" bir gözlemci için, Kuğu takımyıldızındaki Deneb buna benzer bir şeye benziyor. Ancak gerçekte, Dünya'nın tüm yörüngesi bu yıldızın çevresini tamamen kapsamaya ancak yetecektir.

Yıldızları doğru bir şekilde sınıflandırmak için (ve hepsi birbirinden farklıdır), komşu yıldız büyüklükleri arasındaki tüm aralık boyunca 2,512 parlaklık oranının korunduğundan dikkatli bir şekilde emin olmanız gerekir. Böyle bir işi çıplak gözle yapmak imkansızdır; fotometreler Pickering, standart olarak Kuzey Yıldızı'nı veya hatta "ortalama" bir yapay yıldızı kullanıyor.

Ayrıca ölçüm kolaylığı açısından çok parlak yıldızların ışığını zayıflatmak gerekir; bu, bir polarizasyon cihazıyla veya bir polarizasyon cihazının yardımıyla gerçekleştirilebilir. fotometrik kama.

Tamamen görsel yöntemler, büyük teleskopların yardımıyla bile parlaklık ölçeğimizi sönük yıldızlara kadar genişletemez. Ayrıca görsel ölçüm yöntemleri yalnızca doğrudan teleskopta yapılmalıdır (ve yapılabilir). Bu nedenle, zamanımızda tamamen görsel sınıflandırma çoktan terk edilmiş ve fotoanaliz yöntemi kullanılmaktadır.

Bir fotoğraf plakasının farklı parlaklıktaki iki yıldızdan aldığı ışık miktarını nasıl karşılaştırabilirsiniz? Bunların aynı görünmesini sağlamak için, daha parlak yıldızdan gelen ışığın bilinen bir miktarda zayıflatılması gerekir. Bunu yapmanın en kolay yolu açıklığı teleskop merceğinin önüne yerleştirmektir. Teleskoba giren ışık miktarı merceğin alanına bağlı olarak değişir, böylece herhangi bir yıldızın ışığının zayıflaması doğru bir şekilde ölçülebilir.

Standart olarak bir yıldız seçelim ve onu teleskopun tam açıklığıyla fotoğraflayalım. Daha sonra, ilk durumda olduğu gibi daha parlak bir yıldız çekerken aynı görüntüyü elde etmek için belirli bir pozlamada hangi diyaframın kullanılması gerektiğini belirleyeceğiz. Azaltılmış ve dolu deliklerin alanlarının oranı, iki nesnenin parlaklık oranını verir.

Bu ölçüm yöntemi, 1. ila 18. büyüklük aralığındaki herhangi bir yıldız için yalnızca 0,1 büyüklükte bir hata verir. Bu şekilde elde edilen büyüklüklere denir. fotogörsel.