Me sy të lirë me një teleskop, qielli me yje duket si një shpërndarje pikash ndriçuese, me shkëlqim të ndryshëm. Shkëlqimi i dukshëm i yllit, ose më mirë, atë ndriçim, e cila krijohet nga rrezatimi i një ylli në sipërfaqen e marrësit (për shembull, në retinë, në shtresën e ndjeshme të pllakës fotografike etj.. P . ), astronomët vlerësojnë me disa parametra numerikë, quhet madhësia e dukshme m. Shkalla e madhësive të dukshme bazohet në ligjin eksperimental Weber-Fechner: nëse E është ndriçimi i një zone, dE është ndryshimi në ndriçimin e kësaj zone dhe dP është ndryshimi në ndjesinë e dritës, atëherë lidhja e mëposhtme eshte e vlefshme:

d P~ d E/E (1)

ato. ndryshimi në ndjesinë vizuale nuk varet thjesht nga ndryshimi i ndriçimit, por nga raporti i ndryshimit të ndriçimit me ndriçimin. Ligji Weber-Fechner mund të formulohet si më poshtë:

Nëse acarimi rritet në progresion gjeometrik, atëherë ndjesia ndryshon në progresion aritmetik.

Nga (1) vijon:

P ~ lgE. (2)

Marrëdhënia (2) qëndron në themel të lidhjes me shkallën fizike fotometrike për vlerësimin e ndriçimit, shkëlqimit dhe intensitetit.

Shkëlqimi ("shkëlqimi") i objekteve astronomike (si të zgjatura ashtu edhe të ngjashme me pikë) matet në një shkallë "madhësie yjore". Termi "magnitudë yjore" është një haraç ndaj rrezatimit, d.m.th. Sa më i ndritshëm të jetë objekti i vëzhguar (pika), aq më i madh i duket vëzhguesit. Në mënyrë të rreptë, "rrezatimi" është largimi i dimensioneve të dukshme të trupit të vëzhguar përtej kufijve të madhësisë së tij aktuale (këndore).

Madhësia e dukshme m është një shprehje numerike e ndjesisë vizuale kur vëzhgoni objekte astronomike që rrezatojnë. Pastaj, në përputhje me ligjin Weber-Fechner (1):

Dm ~ dE/E, m ~ logE. (3)

Praktika e vëzhgimeve astronomike ka treguar se marrëdhënia midis m dhe lgE është lineare, d.m.th.

m = a + b × lgE. (4)

Syri është një marrës relativ i rrezatimit, d.m.th. është në gjendje të vlerësojë karakteristikat fotometrike të një burimi vetëm në krahasim me një burim tjetër rrezatimi. Pastaj, kur vëzhgojmë dy yje, kemi:

m 1 = a + b × lgE 1,

m 2 = a + b × lgE 2,

ose

M 1 - m 2 = b × (logE 1 - logE 2) = b × log (E 1 /E 2). (5)

Në shekullin e 19-të Pas studimit të vlerave të mundshme të koeficientit "b", Pogson propozoi të konsiderohej b = -2.512. Shprehja (5) mund të rishkruhet si:

m 1 - m 2 = - 2,512 × log(E 1 /E 2), (6)

ose

log(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

Formula (7) është formula e Pogson.

Le të marrim si njësi të ndriçimit E ndriçimin nga një yll, madhësia e dukshme e të cilit m = 0 m. Pastaj nga (6) marrim lidhjen midis E dhe m:

m = - 2,512 × logE. (8)

Madhësia e dukshmem është logaritmi dhjetor i ndriçimit E të krijuar nga ndriçuesi në pikën e vëzhgimit në një plan normal me drejtimin e rrezatimit, shumëzuar me -2,512.

Nëse E = 1, atëherë nga (4): a = m, d.m.th. a është njësia e madhësisë së dukshme të ndriçimit.

Pra, nëse drita e vëzhguar krijon ndriçim E = në marrësin e rrezatimit, atëherë a = -14 m 18 (pa marrë parasysh atmosferën) ose a = -13 m 89 (duke marrë parasysh atmosferën, d.m.th. "ekstra-atmosferike" vlera e njësisë së ndriçimit).

Shkalla e madhësisë së dukshme është kalibruar si më poshtë, Çfarë , nëse shkëlqimi i dy yjeve (ndriçimi, të krijuara nga këto sinjale në marrësin e rrezatimit) ndryshojnë me 2. 512 herë, atëherë madhësitë e tyre të dukshme ndryshojnë për një, dhe ajo më e ndritshme ka një vlerë më të vogël prej m. Madhësitë e dukshme m mund të jenë negative ose pozitive, numra të plotë ose thyesa. Objektet më të ndritshme në qiell kanë një madhësi të dukshme negative: për shembull, për Diellin m ⊙ = -26 m .5 . Objektet më të dobëta, të cilat mund të vëzhgohen duke përdorur teleskopët më të mëdhenj, të pajisura me marrësit më të ndjeshëm të rrezatimit, kanë m =+25 m ÷+30 m. Nga relacioni Pogson rrjedh, se shkëlqimi i dukshëm i Diellit është afërsisht 10 22 herë më i madh se shkëlqimi i yjeve të arritshëm deri në kufirin e teleskopëve më të mëdhenj.

Shkalla e madhësisë së dukshme u prezantua nga Hipparchus ( II V. para Krishtit). Madhësia e dukshme m nuk është në asnjë mënyrë e lidhur me të dukshmen, as me madhësinë (diametrin) aktual të yllit. Për më tepër, duke krahasuar madhësitë e dukshme të dy yjeve, nuk mund të themi asgjë për dallimet në realitetin e këtyre yjeve. Yjet ndryshojnë nga njëri-tjetri në diametër dhe, prandaj , duke rrezatuar sipërfaqen, nga temperatura e sipërfaqes, më në fund, mund të jetë në distanca të ndryshme nga vëzhguesi. Një xhuxh i ftohtë me fuqi të papërfillshme rrezatimi, por ndodhet afër Diellit, mund të ketë të njëjtin shkëlqim të dukshëm, si një gjigant i nxehtë, larg nesh në një distancë të madhe. Kjo nënkupton, atë njohuri distancat nga yjet dhe ka një rëndësi thelbësore për vlerësimin e parametrave aktualë fizikë të yjeve dhe, prandaj , për të kuptuar proceset fizike, ndodh në botën e yjeve.

Madhësia

© Dituria është fuqi

Ptolemeu dhe Almagesti

Përpjekja e parë për të përpiluar një katalog yjesh, bazuar në parimin e shkallës së shkëlqimit të tyre, u bë nga astronomi helen Hipparchus i Nikesë në shekullin II para Krishtit. Ndër veprat e tij të shumta (për fat të keq, pothuajse të gjitha janë të humbura) u shfaqën "Katalogu i Yjeve", që përmban një përshkrim të 850 yjeve të klasifikuar sipas koordinatave dhe shkëlqimit. Të dhënat e mbledhura nga Hipparchus, i cili, përveç kësaj, zbuloi fenomenin e precesionit, u përpunuan dhe u zhvilluan më tej falë Klaudi Ptolemeut nga Aleksandria (Egjipti) në shekullin II. pas Krishtit Ai krijoi një opus themelor "Almagest" në trembëdhjetë libra. Ptolemeu mblodhi të gjitha njohuritë astronomike të asaj kohe, i klasifikoi dhe i paraqiti në një formë të arritshme dhe të kuptueshme. Almagest përfshinte gjithashtu Katalogun e Yjeve. Ai u bazua në vëzhgimet e bëra nga Hipparchus katër shekuj më parë. Por "Katalogu i Yjeve" i Ptolemeut tashmë përmbante rreth një mijë yje të tjerë.

Katalogu i Ptolemeut u përdor pothuajse kudo për një mijëvjeçar. Ai i ndau yjet në gjashtë klasa sipas shkallës së shkëlqimit: më të ndriturit u caktuan në klasën e parë, më pak të ndritshme - në të dytën, e kështu me radhë. Klasa e gjashtë përfshin yje që mezi shihen me sy të lirë. Termi "shkëlqimi i trupave qiellorë" ose "madhësia yjore" përdoret ende sot për të përcaktuar masën e shkëlqimit të trupave qiellorë, jo vetëm të yjeve, por edhe të mjegullnajave, galaktikave dhe fenomeneve të tjera qiellore.

Shkëlqimi i yllit dhe madhësia vizuale

Duke parë qiellin me yje, mund të vëreni se yjet ndryshojnë në shkëlqimin e tyre ose në shkëlqimin e tyre të dukshëm. Yjet më të shndritshëm quhen yje të madhësisë së parë; ato yje që janë 2.5 herë më të zbehta në shkëlqim se yjet e magnitudës së parë kanë magnitudë të dytë. Ata prej tyre klasifikohen si yje me magnitudë të 3-të. të cilët janë 2,5 herë më të dobët se yjet e madhësisë së dytë, etj. Yjet më të zbehta të dukshme me sy të lirë klasifikohen si yje me madhësi të 6-të. Duhet mbajtur mend se emri "madhësia yjore" nuk tregon madhësinë e yjeve, por vetëm shkëlqimin e tyre të dukshëm.

Në total, janë 20 nga yjet më të shndritshëm në qiell, për të cilët zakonisht thuhet se janë yje të madhësisë së parë. Por kjo nuk do të thotë se ata kanë të njëjtin shkëlqim. Në fakt, disa prej tyre janë disi më të shndritshëm se madhësia e 1-rë, të tjerët janë disi më të zbehta, dhe vetëm njëri prej tyre është një yll saktësisht i magnitudës së parë. E njëjta situatë vlen edhe për yjet e madhësisë së dytë, të tretë dhe të mëvonshme. Prandaj, për të treguar më saktë shkëlqimin e një ylli të veçantë, ata përdorin vlerat thyesore. Kështu, për shembull, ato yje që në shkëlqimin e tyre janë në mes midis yjeve të madhësisë 1 dhe 2, konsiderohen se i përkasin magnitudës 1.5. Ka yje me magnitudë 1.6; 2.3; 3.4; 5.5, etj. Disa yje veçanërisht të ndritshëm janë të dukshëm në qiell, të cilët në shkëlqimin e tyre tejkalojnë shkëlqimin e yjeve të magnitudës së parë. Për këta yje, zero dhe madhësive negative. Kështu, për shembull, ylli më i ndritshëm në hemisferën veriore të qiellit - Vega - ka një madhësi prej 0.03 (0.04) magnitudë, dhe ylli më i ndritshëm - Sirius - ka një magnitudë prej minus 1.47 (1.46) në hemisferën jugore. sa më i ndritshëm është ylli Canopus(Canopus ndodhet në yjësinë Carina. Me një magnitudë të dukshme prej minus 0.72, Canopus ka shkëlqimin më të lartë të çdo ylli brenda 700 viteve dritë nga Dielli. Për krahasim, Sirius është vetëm 22 herë më i ndritshëm se Dielli ynë, por është shumë më afër nesh se Canopus. Për shumë yje ndër fqinjët më të afërt të Diellit, Canopus është ylli më i ndritshëm në qiellin e tyre.)

Madhësia në shkencën moderne

Në mesin e shekullit të 19-të. astronom anglez Norman Pogson përmirësoi metodën e klasifikimit të yjeve bazuar në parimin e shkëlqimit, i cili kishte ekzistuar që nga koha e Hiparkut dhe Ptolemeut. Pogson mori parasysh se ndryshimi në shkëlqimin midis dy klasave është 2.5 (për shembull, intensiteti i ndriçimit të një ylli të klasit të tretë është 2.5 herë më i madh se ai i një ylli të klasës së katërt). Pogson prezantoi një shkallë të re sipas së cilës ndryshimi midis yjeve të klasës së parë dhe të gjashtë është 100 me 1 (Një ndryshim prej 5 madhësish korrespondon me një ndryshim në shkëlqimin e yjeve me një faktor prej 100). Kështu, ndryshimi për sa i përket shkëlqimit midis secilës klasë nuk është 2.5, por 2.512 me 1.

Sistemi i zhvilluar nga astronomi anglez bëri të mundur ruajtjen e shkallës ekzistuese (ndarja në gjashtë klasa), por i dha asaj saktësinë maksimale matematikore. Së pari, Ylli Polar u zgjodh si pika zero për sistemin e madhësive yjore; madhësia e tij, në përputhje me sistemin Ptolemaik, u përcaktua të ishte 2.12. Më vonë, kur u bë e qartë se Ylli i Veriut është një yll i ndryshueshëm, yjet me karakteristika konstante iu caktuan me kusht rolin e pikës zero. Ndërsa teknologjia dhe pajisjet u përmirësuan, shkencëtarët ishin në gjendje të përcaktonin madhësitë e yjeve me saktësi më të madhe: në të dhjetat dhe më vonë në të qindtat e njësive.

Marrëdhënia midis madhësive të dukshme të yjeve shprehet me formulën e Pogsonit: m 2 -m 1 =-2.5log(E 2 /E 1) .

Numri n i yjeve me një madhësi vizuale më të madhe se L

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Madhësia relative dhe absolute

Madhësia yjore, e matur duke përdorur instrumente speciale të montuara në një teleskop (fotometra), tregon se sa dritë nga një yll arrin tek një vëzhgues në Tokë. Drita përshkon distancën nga ylli tek ne, dhe, në përputhje me rrethanat, sa më larg të jetë ylli, aq më i zbehtë duket. Me fjalë të tjera, fakti që yjet ndryshojnë në shkëlqim nuk jep ende informacion të plotë për yllin. Një yll shumë i ndritshëm mund të ketë shkëlqim të madh, por të jetë shumë larg dhe për këtë arsye të ketë një madhësi shumë të madhe. Për të krahasuar shkëlqimin e yjeve, pavarësisht nga largësia e tyre nga Toka, u prezantua koncepti "madhësia absolute". Për të përcaktuar madhësinë absolute, duhet të dini distancën nga ylli. Madhësia absolute M karakterizon shkëlqimin e një ylli në një distancë prej 10 parsekësh nga vëzhguesi. (1 parsek = 3,26 vite dritë.). Marrëdhënia midis madhësisë absolute M, madhësisë së dukshme m dhe distancës nga ylli R në parsekë: M = m + 5 – 5 log R.

Për yjet relativisht të afërt, të largët në një distancë që nuk i kalon disa dhjetëra parsekë, distanca përcaktohet nga paralaksa në një mënyrë që është e njohur për dyqind vjet. Në këtë rast, zhvendosjet këndore të papërfillshme të yjeve maten kur ato vëzhgohen nga pika të ndryshme të orbitës së tokës, domethënë në periudha të ndryshme të vitit. Paralaksat edhe të yjeve më të afërt janë më pak se 1". Koncepti i paralaksës lidhet me emrin e njërës prej njësive bazë në astronomi - parsec. Parsec është distanca nga një yll imagjinar, paralaksa vjetore e të cilit është e barabartë me 1".

Të nderuar vizitorë!

Puna juaj është e çaktivizuar JavaScript. Ju lutemi aktivizoni skriptet në shfletuesin tuaj dhe funksionaliteti i plotë i faqes do t'ju hapet!

Le të vazhdojmë ekskursionin tonë algjebrik në trupat qiellorë. Në shkallën që përdoret për të vlerësuar shkëlqimin e yjeve, ata munden, përveç yjeve të palëvizshëm; gjeni një vend për veten dhe ndriçuesit e tjerë - planetët, Dielli, Hëna. Do të flasim konkretisht për shkëlqimin e planetëve; Këtu tregojmë gjithashtu madhësinë e Diellit dhe Hënës. Madhësia yjore e Diellit shprehet me numrin minus 26.8, dhe Hëna e plotë1) - minus 12.6. Pse të dy numrat janë negativë, duhet të mendojë lexuesi, është e qartë pas gjithçkaje që u tha më parë. Por ndoshta ai do të habitet nga ndryshimi i pamjaftueshëm i madh midis madhësive të Diellit dhe Hënës: i pari është "vetëm dy herë më i madh se i dyti".

Le të mos harrojmë, megjithatë, se përcaktimi i madhësisë është, në thelb, një logaritëm i caktuar (bazuar në 2.5). Dhe ashtu siç është e pamundur, kur krahasojmë numrat, të ndash logaritmet e tyre me njëri-tjetrin, nuk ka kuptim, kur krahasojmë madhësitë yjore, të pjesëtosh një numër me tjetrin. Llogaritja e mëposhtme tregon rezultatin e një krahasimi të saktë.

Nëse madhësia e Diellit është "minus 26.8", atëherë kjo do të thotë se Dielli është më i ndritshëm se një yll i madhësisë së parë

2.527.8 herë. Hëna është më e ndritshme se një yll i madhësisë së parë

2.513.6 herë.

Kjo do të thotë se shkëlqimi i Diellit është më i madh se shkëlqimi i Hënës së plotë

2,5 27,8 2,5 14,2 herë. 2.5 13.6

Pasi kemi llogaritur këtë vlerë (duke përdorur tabelat e logaritmeve), marrim 447,000. Prandaj, ky është raporti i saktë i shkëlqimit të Diellit dhe Hënës: drita e ditës në mot të kthjellët ndriçon Tokën 447,000 herë më fuqishëm se hëna e plotë një natë pa re.

Duke marrë parasysh që sasia e nxehtësisë e emetuar nga Hëna është proporcionale me sasinë e dritës që shpërndan - dhe kjo ndoshta është afër të vërtetës - duhet të pranojmë se Hëna na dërgon 447,000 herë më pak nxehtësi se Dielli. Dihet se çdo centimetër katror në kufirin e atmosferës së tokës merr nga Dielli rreth 2 kalori të vogla nxehtësie në minutë. Kjo do të thotë që Hëna dërgon jo më shumë se 225,000 të një kalori të vogël në 1 cm2 të Tokës çdo minutë (d.m.th., ajo mund të ngrohë 1 g ujë në 1 minutë me 225,000 të shkallës). Kjo tregon se sa të pabaza janë të gjitha përpjekjet për t'i atribuar ndonjë ndikim në motin e tokës dritës së hënës2).

1) Në tremujorin e parë dhe të fundit, madhësia e Hënës është minus 9.

2) Çështja nëse Hëna mund të ndikojë në mot nëpërmjet gravitetit të saj do të diskutohet në fund të librit (shih "Hëna dhe moti").

Besimi i përhapur se retë shpesh shkrihen nën ndikimin e rrezeve të Hënës së plotë është një keqkuptim i madh, i shpjeguar me faktin se zhdukja e reve gjatë natës (për arsye të tjera) bëhet e dukshme vetëm nën dritën e hënës.

Le të largohemi tani nga Hëna dhe të llogarisim sa herë Dielli është më i ndritshëm se ylli më i shkëlqyer në të gjithë qiellin - Sirius. Duke arsyetuar në të njëjtën mënyrë si më parë, marrim raportin e shkëlqimit të tyre:

2,5 27,8	2,5 25,2
2,52,6

dmth Dielli është 10 miliardë herë më i ndritshëm se Sirius.

Llogaritja e mëposhtme është gjithashtu shumë interesante: sa herë ndriçimi i siguruar nga Hëna e plotë është më i ndritshëm se ndriçimi total i të gjithë qiellit yjor, domethënë të gjithë yjet e dukshme me sy të lirë në një hemisferë qiellore? Ne kemi llogaritur tashmë se yjet nga madhësia e parë deri në të gjashtën, përfshirëse, shkëlqejnë së bashku sa njëqind yje të magnitudës së parë. Prandaj, problemi zbret në llogaritjen se sa herë Hëna është më e ndritshme se njëqind yje të madhësisë së parë.

Ky raport është i barabartë

2,5 13,6

100 2700.

Pra, në një natë të pastër pa hënë ne marrim nga qielli me yje vetëm 2700-tën e dritës që dërgon Hëna e plotë dhe 2700x447,000, pra 1200 milionë herë më pak se sa jep Dielli në një ditë pa re.

Le të shtojmë gjithashtu se përmasat e normales ndërkombëtare

"Qirinjtë" në një distancë prej 1 m është e barabartë me minus 14.2, që do të thotë se një qiri në distancën e specifikuar ndriçon më shumë se Hëna e plotë me 2.514.2-12.6, d.m.th. katër herë.

Mund të jetë gjithashtu interesante të theksohet se prozhektori i një fener avioni me një fuqi prej 2 miliardë qirinjsh do të ishte i dukshëm nga distanca e Hënës si një yll me magnitudë 4½, d.m.th. mund të dallohej me sy të lirë.

Shkëlqimi i vërtetë i yjeve dhe i Diellit

Të gjitha vlerësimet e shkëlqimit që kemi bërë deri më tani i referohen vetëm shkëlqimit të tyre të dukshëm. Numrat e dhënë shprehin shkëlqimin e ndriçuesve në distancat në të cilat ndodhet në të vërtetë secila prej tyre. Por ne e dimë mirë se yjet nuk janë njësoj larg nesh; Prandaj, shkëlqimi i dukshëm i yjeve na tregon si për shkëlqimin e tyre të vërtetë, ashtu edhe për distancën e tyre nga ne - ose më mirë, për as njërin dhe as tjetrin, derisa t'i ndajmë të dy faktorët. Ndërkohë, është e rëndësishme të dimë se sa do të ishte shkëlqimi krahasues ose, siç thonë ata, “shkëlqimi” i yjeve të ndryshëm nëse do të ishin në të njëjtën distancë nga ne.

Duke shtruar pyetjen në këtë mënyrë, astronomët prezantojnë konceptin e madhësisë "absolute" të yjeve. Madhësia absolute e një ylli është ajo që do të kishte ylli nëse do të ishte në një distancë nga ne.

në këmbë 10 "parsekë". Parsec është një masë e veçantë e gjatësisë që përdoret për distancat yjore; Për origjinën e tij do të flasim më vonë, këtu do të themi vetëm se një parsec është rreth 30,800,000,000,000 km. Nuk është e vështirë të llogarisni madhësinë absolute të yllit nëse e dini distancën e yllit dhe merrni parasysh që shkëlqimi duhet të ulet në proporcion me katrorin e distancës1).

Ne do ta prezantojmë lexuesin me rezultatet e vetëm dy llogaritjeve të tilla: për Sirius dhe për Diellin tonë. Madhësia absolute e Siriusit është +1.3, Dielli është +4.8. Kjo do të thotë se nga një distancë prej 30,800,000,000,000 km, Sirius do të shkëlqejë për ne si një yll me magnitudë 1,3 dhe Dielli ynë do të ishte me magnitudë 4,8, d.m.th., më i dobët se Sirius në

2.5 3.8 2.53.5 25 herë,

2,50,3

megjithëse shkëlqimi i dukshëm i Diellit është 10,000,000,000 herë më i madh se shkëlqimi i Siriusit.

Jemi të bindur se Dielli është larg yllit më të ndritshëm në qiell. Megjithatë, ne nuk duhet ta konsiderojmë Diellin tonë si një pigme të plotë midis yjeve rreth tij: shkëlqimi i tij është ende mbi mesataren. Sipas statistikave yjore, shkëlqimi mesatar i yjeve që rrethojnë Diellin deri në një distancë prej 10 parsecësh janë yje të madhësisë së nëntë absolute. Meqenëse madhësia absolute e Diellit është 4.8, ai është më i ndritshëm se mesatarja e yjeve "fqinjë", në

2,58	2,54,2	50 herë.
2,53,8

Edhe pse 25 herë absolutisht më i zbehtë se Sirius, Dielli është ende 50 herë më i ndritshëm se yjet mesatare rreth tij.

Ylli më i ndritshëm i njohur

Shkëlqimi më i lartë zotërohet nga një yll me magnitudë të tetë, i paarritshëm për syrin e lirë në yjësinë Doradus, i përcaktuar

1) Llogaritja mund të kryhet duke përdorur formulën e mëposhtme, origjina e së cilës do të bëhet e qartë për lexuesin kur pak më vonë ai të njihet më shumë me "parsec" dhe "paralaks":

Këtu M është madhësia absolute e yllit, m është madhësia e tij e dukshme, π është paralaksa e yllit në

sekonda. Transformimet e njëpasnjëshme janë si më poshtë: 2.5M = 2.5m 100π 2,

M lg 2,5 = m lg 2,5 + 2 + 2 lg π, 0,4M = 0,4m +2 + 2 lg π,

M = m + 5 + 5 log π .

Për Sirius, për shembull, m = –1,6π = 0”, 38. Prandaj, vlera e tij absolute

M = –l.6 + 5 + 5 log 0.38 = 1.3.

me shkronjën latine S. Konstelacioni Dorado ndodhet në hemisferën jugore të qiellit dhe nuk është i dukshëm në zonën e butë të hemisferës sonë. Ylli në fjalë është pjesë e sistemit tonë fqinj të yjeve, Resë së Vogël Magelanik, distanca e së cilës nga ne vlerësohet të jetë rreth 12,000 herë më e madhe se distanca me Sirius. Në një distancë kaq të madhe, një yll duhet të ketë një shkëlqim absolutisht të jashtëzakonshëm për t'u shfaqur edhe me madhësinë e tetë. Sirius, i hedhur po aq thellë në hapësirë, do të shkëlqente si një yll me magnitudë të 17-të, domethënë, mezi do të ishte i dukshëm përmes teleskopit më të fuqishëm.

Cila është shkëlqimi i këtij ylli të mrekullueshëm? Llogaritja jep rezultatin e mëposhtëm: minus vlerën e tetë. Kjo do të thotë se ylli ynë është absolutisht: 400,000 herë (përafërsisht) më i ndritshëm se Dielli! Me një shkëlqim kaq të jashtëzakonshëm, ky yll, nëse vendoset në distancën e Siriusit, do të dukej nëntë magnitudë më të ndritshëm se ai, d.m.th., do të kishte përafërsisht shkëlqimin e Hënës në fazën çerek! Një yll që, nga distanca e Sirius, mund të vërshojë Tokën me një dritë kaq të ndritshme, ka një të drejtë të pamohueshme të konsiderohet si ylli më i ndritshëm i njohur për ne.

Madhësia e planetëve në qiellin tokësor dhe të huaj

Le të kthehemi tani në udhëtimin mendor drejt planetëve të tjerë (të cilin e bëmë në seksionin "Qiejtë e huaj") dhe të vlerësojmë më saktë shkëlqimin e yjeve që shkëlqejnë atje. Para së gjithash, ne tregojmë madhësitë yjore të planetëve në shkëlqimin e tyre maksimal në qiellin e tokës. Këtu është shenja.

Në qiellin e tokës:

Venusi ................................		Saturni ................................
Mars..................................		Urani ...................................
Jupiteri ................................		Neptuni ................................
Mërkuri......................

Duke parë përmes saj, ne shohim se Venusi është më i shndritshëm se Jupiteri me pothuajse dy madhësi, d.m.th. 2,52 = 6,25 herë, dhe Sirius 2,5-2,7 = 13 herë.

(magnituda e Siriusit është 1.6). Nga e njëjta tabletë është e qartë se planeti i zbehtë Saturn është akoma më i ndritshëm se të gjithë yjet e palëvizshëm, përveç Sirius dhe Canopus. Këtu gjejmë një shpjegim për faktin se planetët (Venusi, Jupiteri) ndonjëherë janë të dukshëm me sy të lirë gjatë ditës, ndërsa yjet në dritën e ditës janë plotësisht të paarritshëm për syrin e lirë.

Nëse shikoni qiellin me yje, menjëherë vini re se yjet ndryshojnë ndjeshëm në shkëlqimin e tyre - disa shkëlqejnë shumë, ato janë lehtësisht të dukshme, të tjerët janë të vështirë për t'u dalluar me sy të lirë.

Edhe astronomi i lashtë Hipparchus propozoi dallimin e shkëlqimit të yjeve. Yjet u ndanë në gjashtë grupe: i pari përfshin më të ndriturit - këta janë yje të madhësisë së parë (shkurtuar - 1 m, nga latinishtja magnitudo - madhësia), yjet më të dobët - madhësia e dytë (2m) dhe kështu me radhë deri në grupin e gjashtë. - mezi të dukshme për yjet me sy të lirë. Madhësia yjore karakterizon shkëlqimin e një ylli, domethënë ndriçimin që ylli krijon në tokë. Shkëlqimi i një ylli 1 m është 100 herë më i madh se shkëlqimi i një ylli 6 m.

Fillimisht, shkëlqimi i yjeve u përcaktua në mënyrë të pasaktë, me sy; më vonë, me ardhjen e instrumenteve të reja optike, ndriçimi filloi të përcaktohej më saktë dhe u bënë të njohur yjet më pak të shndritshëm me madhësi më të madhe se 6. (Teleskopi më i fuqishëm rus - një reflektor 6 metra - ju lejon të vëzhgoni yjet deri në datën 24 madhësia.)

Me rritjen e saktësisë së matjeve dhe ardhjen e fotometrave fotoelektrikë, saktësia e matjes së shkëlqimit të yjeve u rrit. Madhësitë yjore filluan të shënohen me numra thyesorë. Yjet më të shndritshëm, si dhe planetët, kanë magnitudë zero apo edhe negative. Për shembull, Hëna në hënën e plotë ka një magnitudë prej -12.5, dhe Dielli ka një magnitudë prej -26.7.

Në 1850, astronomi anglez N. Posson nxori formulën:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2.512m2-m1

ku E1 dhe E2 janë ndriçimet e krijuara nga yjet në Tokë, dhe m1 dhe m2 janë madhësitë e tyre. Me fjalë të tjera, një yll, për shembull, i magnitudës së parë është 2,5 herë më i ndritshëm se një yll i madhësisë së dytë dhe 2,52 = 6,25 herë më i ndritshëm se një yll i magnitudës së tretë.

Sidoqoftë, vlera e madhësisë nuk është e mjaftueshme për të karakterizuar shkëlqimin e një objekti; për këtë është e nevojshme të dihet distanca nga ylli.

Distanca nga një objekt mund të përcaktohet pa arritur fizikisht atë. Ju duhet të matni drejtimin drejt këtij objekti nga të dy skajet e një segmenti të njohur (bazë), dhe më pas të llogaritni dimensionet e trekëndëshit të formuar nga skajet e segmentit dhe objekti i largët. Kjo metodë quhet trekëndëshim.

Sa më e madhe të jetë baza, aq më i saktë është rezultati i matjes. Distancat me yjet janë aq të mëdha sa gjatësia e bazës duhet të kalojë madhësinë e globit, përndryshe gabimi i matjes do të jetë i madh. Për fat të mirë, vëzhguesi udhëton rreth Diellit me planetin për një vit, dhe nëse bën dy vëzhgime të të njëjtit yll me një interval prej disa muajsh, rezulton se ai po e shikon atë nga pika të ndryshme të orbitës së tokës - dhe kjo është tashmë një bazë e denjë. Drejtimi drejt yllit do të ndryshojë: ai do të zhvendoset pak në sfondin e yjeve më të largët. Kjo zhvendosje quhet paralaksë dhe këndi me të cilin ylli është zhvendosur në sferën qiellore quhet paralaksë. Paralaksa vjetore e një ylli është këndi në të cilin rrezja mesatare e orbitës së Tokës ishte e dukshme prej tij, pingul me drejtimin e yllit.

Koncepti i paralaksës lidhet me emrin e një prej njësive bazë të distancës në astronomi - parsec. Kjo është distanca deri në një yll imagjinar, paralaksa vjetore e të cilit do të ishte saktësisht 1". Paralaksa vjetore e çdo ylli lidhet me distancën prej tij me një formulë të thjeshtë:

ku r është distanca në parsekë, P është paralaksa vjetore në sekonda.

Tani distancat me mijëra yje janë përcaktuar duke përdorur metodën e paralaksit.

Tani, duke ditur distancën nga ylli, mund të përcaktoni shkëlqimin e tij - sasinë e energjisë së emetuar në të vërtetë prej tij. Karakterizohet nga madhësia e tij absolute.

Madhësia absolute (M) është madhësia që një yll do të kishte në një distancë prej 10 parseks (32.6 vite dritë) nga një vëzhgues. Duke ditur madhësinë e dukshme dhe distancën nga ylli, mund të gjeni madhësinë e tij absolute:

M=m + 5 - 5 * lg(r)

Ylli më i afërt me Diellin, Proxima Centauri, një xhuxh i vogël i kuq i zbehtë, ka një madhësi të dukshme m=-11,3 dhe një madhësi absolute M=+15,7. Pavarësisht afërsisë me Tokën, një yll i tillë mund të shihet vetëm me një teleskop të fuqishëm. Ylli edhe më i zbehtë nr 359 sipas katalogut të Wolf: m=13,5; M=16.6. Dielli ynë shkëlqen 50,000 herë më shumë se Wolf 359. Ylli doradus (në hemisferën jugore) ka vetëm magnitudën e 8-të të dukshme dhe nuk është i dukshëm me sy të lirë, por madhësia e tij absolute është M = -10,6; është një milion herë më i ndritshëm se Dielli. Nëse do të ishte në të njëjtën distancë nga ne si Proxima Centauri, do të shkëlqente më shumë se Hëna në hënë të plotë.

Për Diellin M=4,9. Në një distancë prej 10 parsekësh, dielli do të jetë i dukshëm si një yll i zbehtë, mezi i dukshëm me sy të lirë.

Madhësia

Një sasi fizike pa dimensione karakterizuese, e krijuar nga një objekt qiellor pranë vëzhguesit. Subjektivisht, kuptimi i tij perceptohet si (y) ose (y). Në këtë rast, shkëlqimi i një burimi tregohet duke e krahasuar atë me shkëlqimin e një tjetri, të marrë si standard. Standarde të tilla zakonisht shërbejnë si yje fikse të zgjedhura posaçërisht. Madhësia u prezantua fillimisht si një tregues i shkëlqimit të dukshëm të yjeve optikë, por më vonë u zgjerua në vargjet e tjera të emetimit: , . Shkalla e madhësisë është logaritmike, siç është shkalla e decibelit. Në shkallën e madhësisë, një ndryshim prej 5 njësive korrespondon me një ndryshim 100-fish në flukset e dritës nga burimet e matura dhe të referencës. Kështu, një ndryshim prej 1 madhësie korrespondon me një raport të fluksit të dritës prej 100 1/5 = 2.512 herë. Tregon madhësinë me një shkronjë latine "m"(nga latinishtja magnitudo, magnitude) në formën e një treguesi të pjerrët të sipërm në të djathtë të numrit. Drejtimi i shkallës së madhësisë është i kundërt, d.m.th. Sa më e lartë të jetë vlera, aq më i dobët është shkëlqimi i objektit. Për shembull, një yll me magnitudë të dytë (2 m) është 2.512 herë më i ndritshëm se një yll me magnitudë të tretë (3 m) dhe 2,512 x 2,512 = 6,310 herë më i ndritshëm se një yll me madhësi të katërt (4 m).

Madhësia e dukshme (m; shpesh i referuar thjesht si "madhësi") tregon fluksin e rrezatimit pranë vëzhguesit, d.m.th. shkëlqimi i vëzhguar i një burimi qiellor, i cili varet jo vetëm nga fuqia aktuale e rrezatimit të objektit, por edhe nga distanca me të. Shkalla e madhësive të dukshme daton në katalogun e yjeve të Hipparchus (para vitit 161 c. 126 pes), në të cilin të gjithë yjet e dukshëm për syrin u ndanë fillimisht në 6 klasa shkëlqimi. Yjet e Arushës së Madhe kanë një magnitudë prej rreth 2 m, Vega ka rreth 0 m. Veçanërisht ndriçuesit e shndritshëm kanë një vlerë të madhësisë negative: Sirius ka rreth -1.5 m(d.m.th. fluksi i dritës prej tij është 4 herë më i madh se nga Vega), dhe shkëlqimi i Venusit në disa momente pothuajse arrin -5 m(d.m.th. fluksi i dritës është pothuajse 100 herë më i madh se nga Vega). Theksojmë se madhësia e dukshme mund të matet si me sy të lirë ashtu edhe me teleskop; si në diapazonin vizual të spektrit ashtu edhe në të tjerat (fotografike, UV, IR). Në këtë rast, "i dukshëm" (anglisht i dukshëm) do të thotë "i vëzhgueshëm", "i dukshëm" dhe nuk lidhet në mënyrë specifike me syrin e njeriut (shih:).

Madhësia absolute(M) tregon se çfarë madhësie të dukshme do të kishte ndriçimi nëse distanca me të do të ishte 10 dhe mungonte. Kështu, madhësia absolute, në kontrast me atë të dukshme, lejon që dikush të krahasojë shkëlqimet e vërteta të objekteve qiellore (në një gamë të caktuar spektrale).

Sa i përket intervaleve spektrale, ka shumë sisteme të madhësive yjore, që ndryshojnë në zgjedhjen e një diapazoni specifik matjeje. Kur vëzhgohet me sy (lakuriq ose përmes teleskopit), matet madhësia vizuale(m v). Bazuar në imazhin e një ylli në një pllakë të rregullt fotografike, të marrë pa filtra shtesë, matet magnitudë fotografike(mP). Meqenëse emulsioni fotografik është i ndjeshëm ndaj rrezeve blu dhe i pandjeshëm ndaj të kuqes, yjet blu duken më të shndritshëm në pllakën fotografike (seç duken në sy). Megjithatë, me ndihmën e një pllake fotografike, duke përdorur ortokromatike dhe të verdhë, të ashtuquajturat shkalla e madhësisë fotovizive(m P v), e cila praktikisht përkon me atë vizuale. Duke krahasuar ndriçimin e një burimi të matur në vargje të ndryshme spektrale, mund të zbulohet ngjyra e tij, të vlerësohet temperatura e sipërfaqes (nëse është yll) ose (nëse është planet), të përcaktohet shkalla e përthithjes ndëryjore të dritës dhe të tjera. karakteristika të rëndësishme. Prandaj, janë zhvilluar ato standarde, të përcaktuara kryesisht nga përzgjedhja e filtrave të dritës. Më e njohura është me tre ngjyra: ultravjollcë (Ultraviolet), blu (Blu) dhe e verdhë (Visual). Në të njëjtën kohë, diapazoni i verdhë është shumë afër atij fotovizual (B m P v), dhe blu - në fotografike (B m P).