Надя Кискинова "Звездите разкриват нови тайни"



Дата08.05.2018
Размер58.08 Kb.
НАРОДНА АСТРОНОМИЧЕСКА ОБСЕРВАТОРИЯ

“Юрий Гагарин”

Стара Загора

КУРС ПО ОБЩА АСТРОНОМИЯ ЗА АСТРОНОМИ-ЛЮБИТЕЛИ

Надя Кискинова

“Звездите разкриват нови тайни”, Н. Николов, В. Рачева, В. Голев,1985 г.,София


БЛЯСЪК. СКАЛА НА ВИДИМИТЕ ЗВЕЗДНИ ВЕЛИЧИНИ


Хипарх, ІІ в.пр.н.е.
Този дял от физиката, който се занимава с измерване на светлината, се нарича фотометрия.

Фотометричните методи се прилагат много широко в астрономията. Фотометрията се е зародила именно заради астрономията и в астрономията.


Осветеност или блясък - терминът в астрономията, това е светлинната енергия, паднала върху единица площ.
Потребността от оценка блясъка на звездите се наложила от древността. Блясъкът на звездите бил претеглян “на око”.

Древногръцкият астроном Хипарх, живял през ІІ век пр.н.е., прекарвал дълги часове в своята обсерватория. Веднъж той съзрял ниско на юг в съзвездието Скорпион появила се звезда. Скоро звездата изчезнала от погледа, но Хипарх решил подробно да фиксира положението на повече от 1 000 звезди и да ги подреди по блясък – както писал Плиний Стари:

“…той се осмели да преброи звездите и да предаде имената им на потомството, което дори за боговете е смело начинание…”

Така Хипарх в своя звезден каталог за първи път в историята на астрономията приписал числа на звездите и ги нарекъл техни звездни величини - (mmagnitudо – лат.), характеризиращи блясъка им. Той разделил звездите на 6 групи:



  • най-ярките 15 звезди били от 1-ва звездна величина;

  • следващите 45 по-слаби звезди били от 2-ра звездна величина;

  • звездите от 3-та звездна величина вече станали 208 и т.н.

С някои малки промени и уточнения тази скала на звездните величини се използва и досега в астрономията като мярка за блясъка на звездите, а това означава, че не е било просто хрумване на Хипарх.

Подредбата на звездите по звездни величини не е толкова произволно, колкото изглежда на пръв поглед. Хипарх интуитивно се опрял на доста по-късно формулираното и изучено психофизиологично свойство на човешкото зрение, известно като закон на Вебер-Фехнер.

“Претеглянето на око” се основава на нашето относително усещане за блясък. Когато две слаби звезди светят различно, по-лесно долавяме разликата в блясъка им, докато две ярки звезди със същата разлика в блясъка, ни изглеждат почти еднакви.

Също така ние лесно забелязваме изменението в осветеността на стаята, ако добавим 1 електрическа крушка към двете светещи, но ако имаме 12 светещи крушки и добавим 1, едва ли ще усетим разликата. За да получим същото усещане като в първия случай, трябва да добавим не 1 , а 10 електрически крушки.

С други думи, законът за психофизиологичните ни възприятия, формулиран от Вебер и Фехнер в края на ХVІІІ век, гласи :

Ако силата на дразнителя се увеличава в геометрична прогресия, то усещането нараства в аритметична прогресия.

Или


Изменението на усещането е пропорционално на относителното изменение на дразнещия фактор.

При преминаването от една звездна величина към следващата окото забелязва една и съща разлика в блясъка на звездите, т.е. усещането за относително изменение на яркостта е едно и също.

Чрез фотометрични измервания е установено, че отношението на блясъка на звездите от 1-ва звездна величина към блясъка на звезди от 6-та звездна величина е 100 пъти. Това може да се запише така

5√100 = 2,512

Тогава отношението на блясъка на две звезди, различаващи се с 1 звездна величина е около 2,5 пъти.

През 1856 г. английският астроном Норман Погсън получил, че разликата между звездните величини m1 и m2 е свързана с отношението на техния блясък Е1 и Е2 чрез формулата:


m1 - m2 = - 2,5 lg Е1/ Е2
От формулата на Погсън следва, че колкото е по-ярка една звезда, толкова е по-малка звездната й величина.

За основа на скалата на звездните величини, определени чрез формулата на Погсън, била приета 0-ва звездна величина за определени, приети за стандарти звезди, спрямо които скалата на звездните величини се разделила на положителна и отрицателна част:



  • с отрицателна звездна величина е най-ярката звезда на небето Сириус - /-1,46 m/;

  • Венера и Юпитер от планетите също имат / - / звездна величина;

  • Луната в пълнолучие е от /- 12,7 m/;

  • Слънцето е най-яркото светило на небето ни и ограничава в отрицателната част скалата на звездните величини до /-26,8 m/. То грее 440 000 пъти повече от пълната Луна, 16 милиона пъти повече от най-слабите звезди от 6-та звездна величина, видими с просто око и 40 милиона пъти повече от най-слабите звезди, достижими за съвременните телескопи.

Най-слабите звезди и обекти, които могат да се наблюдават със съвременните наземни телескопи са от 25-26 звездна величина, а тези, регистрирани от космическия телескоп “Хъбъл” – от 30-32 звездни величини.
Блясъкът на звездите и съответната видима звездна величина са мярка само за количеството светлинна енергия, достигнала до нас и не отчита действителното разстояние до космическия обект. Една ярка звезда може да е по-близо до нас, но неголяма по размери. Има гигантски звезди, които са на по-далечно разстояние, но блясъкът им е съизмерими с по-малките и близки звезди.

Влечините, които отчитат разстоянията и действителното количество светлинно лъчение за единица време са светимостта и абсолютната звездна величина.


СВЕТИМОСТ И АБСОЛЮТНА ЗВЕЗДНА ВЕЛИЧИНА



Светимост – L
Пълната енергия, която излъчва звездата за 1-ца време от цялата си повърхност, се нарича нейна светимост – L.
Вместо в големи числа във ватове /W/ светимостта на звездите и галактиките често се изразява чрез светимостта на Слънцето:

L☺ = 3,8 . 10х26 W

Така например, ярката звезда Ригел на нашето небе - Бета от Орион - наистина излъчва много повече енергия от Слънцето. Нейната светимост е 500 000 пъти повече от слънчевата или

L = 500 000 L☺


Звездата HD 93 129 А от съзвездието Кил не се вижда с просто око на небето, но светимостта й е

L = 3 150 000 L☺


Звездата Проксима от Кентавър обаче наистина е неголяма. Нейният видим блясък е 11m, а светимостта й е 17 500 пъти по-малка от светимостта на Слънцето

L☺ = 17 500 L







Абсолютна звездна величина - М

Видимите звездни величини /m/ биха могли да отразяват действителната яркост на звездите, ако мислено приемем, че всички звезди са на еднакво разстояние от нас. За такова стандартно разстояние е прието 10 рс. С тази уговорка можем да изчислим колко ярко ще светят звездите, ако са на разстояние 10 рс или бихме могли да им припишем т.н. абсолютна звездна величина – М.


И в този случай можем да запишем формулата на Погсън, но вместо видими звездни величини m1 и m2 на две звезди поставим техните абсолютни звездни величини М1 и М2 и вместо осветеностите, които създават звездите Е1 и Е2, според условието за стандартно разстояние и определението за светимости – съответните величини - L1 и L2:

М1 - М2 = - 2,5 lg L1/ L2

След математически преобразувания на тази формула, стигаме до друг запис на формулата на Погсън:

М = m + 5 – 5 lg r


Така се дава връзката между абсолютната М и видимата m звездна величина на една звезда и нещо повече – ако те са известни, може да се изчисли разстоянието r до нея.
Отдалечавайки мислено Слънцето на разстояние 10 рс, неговата абсолютна звездна величина възлиза само на 4,8m. От разстояние

10 рс бихме виждали нашата звезда като една от многото на границата на видимост с невъоръжено око звезди.

Ригел наистина е гигантска звезда. От разстояние 10 рс тя би огрявала небето ни почти като Луната в пълнолуние. Абсолютната звездна величина на Ригел е - 9,5m.

Най-близката звездната система Алфа Кентавър е с М = 3m, а светимостта й е почти колкото на Слънцето - L = 1,1 L☺.

Най-ярката звезда на нашето небе - Сириус от Голямо куче от -1,46m е сред най-близките до нас звезди, но излъчва 23 пъти по-мощно от Слънцето – L = 23 L☺.

Абсолютните звездни величини варират от + 19 m до -12 m, светимостите между звездите се различават с 4 трилиона пъти.











База данных защищена авторским правом ©obuch.info 2016
отнасят до администрацията

    Начална страница