Nếu bạn ngẩng đầu lên trong một đêm trời quang đãng, bạn có thể nhìn thấy rất nhiều vì sao. Nhiều đến mức dường như không thể đếm hết. Nó chỉ ra rằng các thiên thể có thể nhìn thấy bằng mắt vẫn được tính. Có khoảng 6 nghìn người trong số họ, đây là tổng số cho cả hai bán cầu bắc và nam của hành tinh chúng ta. Lý tưởng nhất là bạn và tôi, chẳng hạn như ở bán cầu bắc, lẽ ra phải nhìn thấy khoảng một nửa tổng số của chúng, cụ thể là ở đâu đó khoảng 3 nghìn ngôi sao.
Vô số vì sao mùa đông
Thật không may, hầu như không thể xem xét tất cả các ngôi sao có sẵn, vì điều này sẽ đòi hỏi điều kiện có bầu khí quyển hoàn toàn trong suốt và hoàn toàn không có bất kỳ nguồn sáng nào. Ngay cả khi bạn thấy mình ở một cánh đồng rộng mở, cách xa ánh sáng thành phố vào một đêm mùa đông sâu thẳm. Tại sao vào mùa đông? Vâng, bởi vì đêm mùa hè sáng hơn nhiều! Điều này là do thực tế là mặt trời không lặn quá xa đường chân trời. Nhưng ngay cả trong trường hợp này, chúng ta sẽ không có quá 2,5–3 nghìn ngôi sao. Tại sao vậy?
Điều đó là học sinhMắt người, nếu chúng ta hình dung nó như một công cụ quang học, thu thập một lượng ánh sáng nhất định từ các nguồn khác nhau. Trong trường hợp của chúng ta, nguồn sáng là các ngôi sao. Có bao nhiêu chúng ta sẽ nhìn thấy chúng trực tiếp phụ thuộc vào đường kính của thấu kính của thiết bị quang học. Đương nhiên, thấu kính của ống nhòm hoặc kính thiên văn có đường kính lớn hơn đồng tử của mắt. Do đó, nó sẽ thu thập nhiều ánh sáng hơn. Do đó, có thể nhìn thấy một số lượng lớn các ngôi sao hơn nhiều bằng các thiết bị thiên văn.
Bầu trời đầy sao qua đôi mắt của Hipparchus
Tất nhiên, bạn đã nhận thấy rằng các ngôi sao khác nhau về độ sáng, hoặc, như các nhà thiên văn học nói, về độ sáng rõ ràng. Ngày xưa người ta cũng để ý đến điều này. Nhà thiên văn Hy Lạp cổ đại Hipparchus đã chia tất cả các thiên thể có thể nhìn thấy thành các sao có cường độ lớn có các lớp VI. Ngôi sao sáng nhất trong số họ đã "kiếm được" I, và anh ấy mô tả những ngôi sao khó biểu đạt nhất là những ngôi sao loại VI. Những người còn lại được chia thành các tầng lớp trung gian.
Sau đó, hóa ra rằng các cường độ sao khác nhau có một số loại kết nối thuật toán giữa chúng. Và sự biến dạng của độ sáng trong một số lần bằng nhau được mắt của chúng ta cảm nhận như một sự loại bỏ trong cùng một khoảng cách. Do đó, người ta biết rằng bức xạ của một ngôi sao loại I sáng hơn bức xạ của loại II khoảng 2,5 lần.
Một ngôi sao cấp II sáng hơn cấp III cùng số lần, và thiên thể cấp III tương ứng sáng hơn IV. Kết quả là sự khác biệt giữa sự phát sáng của các ngôi sao có cường độ I và VI chênh lệch nhau 100 lần. Như vậy, các thiên thể thuộc loại VII nằm ngoài ngưỡng nhìn của con người. Điều quan trọng là phải biết rằng ngôi saođộ lớn không phải là kích thước của một ngôi sao, mà là độ sáng rõ ràng của nó.
Độ lớn tuyệt đối là gì?
Cường độ sao không chỉ hiển thị mà còn tuyệt đối. Thuật ngữ này được sử dụng khi cần so sánh hai ngôi sao với nhau bằng độ chói của chúng. Để làm điều này, mỗi ngôi sao được quy về một khoảng cách tiêu chuẩn thông thường là 10 parsec. Nói cách khác, đây là kích thước của một vật thể sao mà nó sẽ có nếu nó ở khoảng cách 10 PC từ người quan sát.
Ví dụ, cường độ mặt trời của chúng ta là -26,7. Nhưng từ khoảng cách 10 PC, ngôi sao của chúng ta sẽ là một vật thể khó có thể nhìn thấy được với cường độ thứ năm. Điều này xảy ra sau: độ chói của một thiên thể càng cao, hoặc, như người ta nói, năng lượng mà một ngôi sao tỏa ra trong một đơn vị thời gian, thì càng có nhiều khả năng độ lớn tuyệt đối của vật thể đó sẽ có giá trị âm. Và ngược lại: độ sáng càng thấp thì giá trị dương của đối tượng càng cao.
Những ngôi sao sáng nhất
Tất cả các ngôi sao đều có độ sáng rõ ràng khác nhau. Một số sáng hơn một chút so với độ sáng đầu tiên, độ sáng sau yếu hơn nhiều. Theo quan điểm này, các giá trị phân số đã được giới thiệu. Ví dụ, nếu cường độ sao biểu kiến trong độ sáng của nó nằm ở khoảng giữa loại I và loại II, thì nó được coi là sao hạng 1, 5. Ngoài ra còn có các ngôi sao có cường độ 2, 3 … 4, 7 … v.v … Ví dụ, Procyon, là một phần của chòm sao xích đạo Canis Minor, được nhìn thấy tốt nhất trên khắp nước Nga vào tháng Giêng hoặc tháng Hai. Độ sáng rõ ràng của cô ấy là 0,4.
Đáng chú ý là tôiđộ lớn là bội số của 0. Chỉ có một ngôi sao gần như chính xác tương ứng với nó - đây là Vega, ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Lyra. Độ sáng của nó xấp xỉ 0,03 độ lớn. Tuy nhiên, có những vật sáng hơn nó, nhưng độ lớn của chúng là âm. Ví dụ, Sirius, có thể được quan sát ở hai bán cầu cùng một lúc. Độ sáng của nó là -1,5 độ.
Cường độ sao âm không chỉ được gán cho các ngôi sao mà còn cho các thiên thể khác: Mặt trời, Mặt trăng, một số hành tinh, sao chổi và trạm vũ trụ. Tuy nhiên, có những ngôi sao có thể thay đổi độ sáng của chúng. Trong số đó, có nhiều ngôi sao đang phát xung với biên độ sáng thay đổi, nhưng cũng có những ngôi sao trong đó có thể quan sát đồng thời một số xung.
Đo cường độ sao
Trong thiên văn học, hầu hết mọi khoảng cách đều được đo bằng quy mô hình học về độ lớn của các ngôi sao. Phương pháp đo quang được sử dụng cho những khoảng cách xa, và cũng như nếu bạn cần so sánh độ sáng của một vật thể với độ sáng biểu kiến của nó. Về cơ bản, khoảng cách đến các ngôi sao gần nhất được xác định bởi thị sai hàng năm của chúng - bán trục chính của hình elip. Các vệ tinh không gian được phóng lên trong tương lai sẽ làm tăng độ chính xác trực quan của hình ảnh lên ít nhất vài lần. Rất tiếc, các phương pháp khác vẫn được sử dụng cho khoảng cách lớn hơn 50–100 PC.
Du ngoạn ngoài không gian
Trong quá khứ xa xôi, tất cả các thiên thể và hành tinh đều nhỏ hơn nhiều. Ví dụ, Trái đất của chúng ta đã từng có kích thước bằng sao Kim, và thậm chí trước đó là kích thước của sao Hỏa. Hàng tỷ năm trước, tất cả các lục địa đã bao phủ hành tinh của chúng ta bằng một lớp vỏ lục địa liên tục. Sau đó, kích thước của Trái đất tăng lên và các mảng lục địa tách ra, tạo thành các đại dương.
Tất cả các ngôi sao có sự xuất hiện của "mùa đông thiên hà" đều làm tăng nhiệt độ, độ sáng và độ lớn. Số đo khối lượng của một thiên thể (ví dụ, Mặt trời) cũng tăng theo thời gian. Tuy nhiên, điều này cực kỳ không đồng đều.
Ban đầu, ngôi sao nhỏ này, giống như bất kỳ hành tinh khổng lồ nào khác, được bao phủ bởi băng rắn. Sau đó, ngôi sao bắt đầu tăng kích thước cho đến khi đạt đến khối lượng tới hạn và ngừng phát triển. Điều này là do các ngôi sao định kỳ tăng khối lượng của chúng sau mùa đông thiên hà tiếp theo và giảm trong các khoảng thời gian trái mùa.
Toàn bộ hệ mặt trời phát triển cùng với Mặt trời. Thật không may, không phải tất cả các ngôi sao sẽ có thể đi theo con đường này. Nhiều người trong số họ sẽ biến mất vào sâu của các ngôi sao khác, khối lượng lớn hơn. Các thiên thể quay theo quỹ đạo thiên hà và dần dần đến gần trung tâm, sụp đổ xuống một trong những ngôi sao gần nhất.
Thiên hà là một hệ thống hành tinh-sao siêu khổng lồ có nguồn gốc từ một thiên hà lùn có nguồn gốc từ một cụm nhỏ hơn xuất hiện từ một hệ thống nhiều hành tinh. Cái thứ hai đến từ cùng một hệ thống với của chúng tôi.
Giới hạn kích thước sao
Giờ đây không còn là bí mật khi bầu trời phía trên chúng ta càng trong suốt và tối hơn, bạn có thể nhìn thấy nhiều ngôi sao hoặc thiên thạch hơn. Giới hạn saođộ lớn là một đặc điểm được xác định tốt hơn không chỉ do độ trong suốt của bầu trời mà còn do tầm nhìn của người xem. Một người chỉ có thể nhìn thấy ánh hào quang của ngôi sao mờ nhất ở đường chân trời, với tầm nhìn ngoại vi. Tuy nhiên, điều đáng nói đây là tiêu chí riêng của từng người. Khi so sánh với quan sát trực quan từ kính thiên văn, sự khác biệt cơ bản là loại dụng cụ và đường kính của thấu kính.
Lực xuyên thấu của kính thiên văn có tấm ảnh chụp bức xạ của những ngôi sao mờ. Các kính thiên văn hiện đại có thể quan sát các vật thể có độ sáng từ 26–29 độ richter. Sức mạnh xuyên thấu của thiết bị phụ thuộc vào nhiều tiêu chí bổ sung. Trong số đó, chất lượng hình ảnh có tầm quan trọng không nhỏ.
Kích thước của hình ảnh ngôi sao phụ thuộc trực tiếp vào trạng thái của bầu khí quyển, tiêu cự của thấu kính, ánh nhũ và thời gian phơi sáng. Tuy nhiên, chỉ số quan trọng nhất là độ sáng của ngôi sao.
