אם תרים את הראש בלילה בהיר ללא עננים, אתה יכול לראות הרבה כוכבים. כל כך הרבה שנראה שאי אפשר לספור בכלל. מסתבר שגרמי השמים הנראים לעין עדיין נספרים. יש בערך 6,000 מהם. זהו המספר הכולל של חצי הכדור הצפוני והדרומי של הפלנטה שלנו. באופן אידיאלי, אתה ואני, בהיותנו, למשל, בחצי הכדור הצפוני, היינו צריכים לראות כמחצית מהמספר הכולל שלהם, כלומר איפשהו בסביבות 3,000 כוכבים.
אינספור כוכבי חורף
למרבה הצער, כמעט בלתי אפשרי לשקול את כל הכוכבים הזמינים, כי זה ידרוש תנאים עם אווירה שקופה לחלוטין והיעדר מוחלט של מקורות אור כלשהם. גם אם תמצא את עצמך בשדה פתוח הרחק מאור העיר בליל חורף עמוק. למה בחורף? כן, כי לילות הקיץ הרבה יותר בהירים! זאת בשל העובדה שהשמש אינה שוקעת הרחק מתחת לאופק. אבל גם במקרה זה, לא יותר מ-2.5-3 אלף כוכבים יהיו זמינים לעין שלנו. למה זה?
העניין הוא שהתלמידהעין האנושית, אם נדמיין אותה כמכשיר אופטי, אוספת כמות מסוימת של אור ממקורות שונים. במקרה שלנו, מקורות האור הם כוכבים. כמה אנחנו נראה אותם ישירות תלוי בקוטר העדשה של המכשיר האופטי. באופן טבעי, זכוכית העדשה של משקפת או טלסקופ היא בעלת קוטר גדול יותר מאשר אישון העין. לכן, הוא יאסוף יותר אור. כתוצאה מכך, ניתן לראות מספר גדול בהרבה של כוכבים באמצעות מכשירים אסטרונומיים.
שמיים זרועי כוכבים דרך עיניו של היפרכוס
כמובן, שמתם לב שכוכבים שונים בבהירותם, או, כפי שאסטרונומים אומרים, בזוהר לכאורה. גם בעבר הרחוק שמו לב לכך. האסטרונום היווני הקדום היפרכוס חילק את כל גרמי השמים הגלויים לגדלים כוכביים בעלי כיתות VI. הבהירים שבהם "הרוויחו" אני, והוא תיאר את הבלתי מביעים שבהם ככוכבי קטגוריה VI. השאר חולקו לכיתות ביניים.
מאוחר יותר התברר שלגדלי כוכבים שונים יש סוג של קשר אלגוריתמי ביניהם. ועיוות הבהירות במספר שווה של פעמים נתפס בעינינו כהסרה באותו מרחק. כך נודע שהזוהר של כוכב בקטגוריה I בהיר יותר מהזוהר של II בכפי 2.5.
כוכב במחלקה II בהיר יותר ממחלקה III באותו מספר פעמים, וגוף שמימי של III, בהתאמה, בהיר יותר מ- IV. כתוצאה מכך, ההבדל בין זוהר כוכבים בסדרי גודל I ו-VI שונה פי 100. לפיכך, גרמי השמים מקטגוריית השביעי נמצאים מעבר לסף הראייה האנושית. חשוב לדעת שהכוכבגודלו אינו בגודל של כוכב, אלא הברק הנראה לו.
מהו גודל מוחלט?
גודל הכוכבים לא רק גלויים, אלא גם מוחלטים. מונח זה משמש כאשר יש צורך להשוות שני כוכבים זה עם זה לפי עוצמת הארה שלהם. לשם כך, כל כוכב מופנה למרחק סטנדרטי רגיל של 10 פרשקים. במילים אחרות, זהו הגודל של עצם כוכבי שהיה לו אם הוא היה במרחק של 10 מחשבים אישיים מהצופה.
לדוגמה, גודל השמש שלנו הוא -26.7. אבל ממרחק של 10 מחשבים אישיים, הכוכב שלנו יהיה עצם בקושי נראה בגודל החמישי. מכאן נובע: ככל שהבהירות של עצם שמימי גבוהה יותר, או כמו שאומרים, האנרגיה שכוכב מקרין ליחידת זמן, כך גדל הסיכוי שהגודל המוחלט של העצם יקבל ערך שלילי. ולהיפך: ככל שהבהירות נמוכה יותר, כך הערכים החיוביים של האובייקט יהיו גבוהים יותר.
הכוכבים הבהירים ביותר
לכל הכוכבים יש ברק שונה לכאורה. חלקם בהירים מעט יותר מהגודל הראשון, האחרונים חלשים הרבה יותר. לאור זאת, הוכנסו ערכי שבר. לדוגמה, אם גודל הכוכבים הנראה בזוהר שלו הוא איפשהו בין קטגוריות I ו-II, אז הוא נחשב לכוכב בדרגה 1, 5. ישנם גם כוכבים בגודל 2, 3…4, 7… וכו'. לדוגמה, פרוציון, שהוא חלק מקבוצת הכוכבים המשוונית Canis Minor, נראה הכי טוב ברחבי רוסיה בחודשים ינואר או פברואר. הברק הנראה שלה הוא 0.4.
ראוי לציין שאניהגודל הוא כפולה של 0. רק כוכב אחד מתאים לו כמעט בדיוק - זהו וגה, הכוכב הבהיר ביותר בקבוצת הכוכבים ליירה. הבהירות שלו היא בערך 0.03 גודל. עם זאת, ישנם גופי תאורה בהירים ממנו, אך עוצמתם שלילית. לדוגמה, סיריוס, שניתן לצפות בו בשתי המיספרות בבת אחת. עוצמת הבהירות שלו היא -1.5 בעוצמה.
גודלי כוכבים שליליים מוקצים לא רק לכוכבים, אלא גם לעצמים שמימיים אחרים: השמש, הירח, כמה כוכבי לכת, שביטים ותחנות חלל. עם זאת, ישנם כוכבים שיכולים לשנות את בהירותם. ביניהם ישנם כוכבים פועמים רבים בעלי אמפליטודות בהירות משתנות, אך ישנם גם כאלו שבהם ניתן לצפות במספר פעימות בו-זמנית.
מדידה של סדרי כוכבים
באסטרונומיה, כמעט כל המרחקים נמדדים בסולם הגיאומטרי של סדרי גודל של כוכבים. שיטת המדידה הפוטומטרית משמשת למרחקים ארוכים, וגם אם צריך להשוות את עוצמת הבהירות של עצם עם הבהירות הנראית לעין. בעיקרון, המרחק לכוכבים הקרובים ביותר נקבע לפי הפרלקסה השנתית שלהם - חצי הציר הראשי של האליפסה. לווייני חלל שישוגרו בעתיד יגדילו את הדיוק החזותי של תמונות לפחות פי כמה. למרבה הצער, שיטות אחרות עדיין נמצאות בשימוש למרחקים גדולים מ-50–100 מחשבים.
טיול לחלל החיצון
בעבר הרחוק, כל גרמי השמים וכוכבי הלכת היו קטנים בהרבה. לדוגמה, כדור הארץ שלנו היה פעם בגודל של נוגה, ועוד קודם לכן, בגודל של מאדים.לפני מיליארדי שנים, כל היבשות כיסו את כוכב הלכת שלנו בקרום יבשתי מתמשך. מאוחר יותר, גודלו של כדור הארץ גדל, והלוחות היבשתיים נפרדו ויצרו אוקיינוסים.
כל הכוכבים עם כניסתו של "חורף גלקטי" העלו את הטמפרטורה, הבהירות והעוצמה. גם מידת המסה של גוף שמימי (לדוגמה, השמש) עולה עם הזמן. עם זאת, זה היה מאוד לא אחיד.
בתחילה, הכוכב הקטן הזה, כמו כל כוכב לכת ענק אחר, היה מכוסה בקרח מוצק. מאוחר יותר, הכוכב החל לגדול עד שהגיע למסה הקריטית שלו והפסיק לגדול. זאת בשל העובדה שהכוכבים עולים מעת לעת במסה שלהם לאחר החורף הגלקטי הבא, ויורדים בתקופות מחוץ לעונה.
כל מערכת השמש גדלה יחד עם השמש. למרבה הצער, לא כל הכוכבים יוכלו ללכת בדרך זו. רבים מהם ייעלמו למעמקים של כוכבים אחרים, מסיביים יותר. גופים שמימיים מסתובבים במסלולים גלקטיים, ומתקרבים בהדרגה למרכז, קורסים אל אחד הכוכבים הקרובים ביותר.
גלקסיה היא מערכת כוכבים-כוכבים ענקיים שמקורה בגלקסיה ננסית שמקורה בצביר קטן יותר שהגיח ממערכת כוכבי לכת מרובה. האחרון הגיע מאותה מערכת כמו שלנו.
הגבלת גודל הכוכב
עכשיו זה כבר לא סוד שככל שהשמים מעלינו שקופים וחשוכים יותר, כך תוכלו לראות יותר כוכבים או מטאורים. כוכב הגבלהגודל הוא מאפיין שנקבע טוב יותר לא רק בגלל שקיפות השמים, אלא גם בגלל הראייה של המתבונן. אדם יכול לראות את הזוהר של הכוכב העמום ביותר רק באופק, עם ראייה היקפית. עם זאת, ראוי להזכיר כי מדובר בקריטריון אינדיבידואלי לכל אחד. בהשוואה לתצפית חזותית מטלסקופ, ההבדל המהותי הוא סוג המכשיר וקוטר העדשה שלו.
כוח החדירה של טלסקופ עם לוח צילום לוכד את הקרינה של כוכבים עמומים. טלסקופים מודרניים יכולים לצפות בעצמים בעלי עוצמת בהירות של 26-29 גדלים. כוח החדירה של המכשיר תלוי בקריטריונים רבים נוספים. ביניהם, לאיכות התמונה יש חשיבות לא קטנה.
גודל תמונת כוכב תלוי ישירות במצב האטמוספירה, באורך המוקד של העדשה, באמולסיה ובזמן המוקצב לחשיפה. עם זאת, האינדיקטור החשוב ביותר הוא בהירות הכוכב.
