Ашық бұлтсыз түнде басыңызды көтерсеңіз, көптеген жұлдыздарды көруге болады. Олардың көптігі сонша, санау мүмкін емес сияқты. Көзге көрінетін аспан денелері әлі де есептелетін болып шықты. Олардың шамамен 6 мыңы бар. Бұл планетамыздың солтүстік және оңтүстік жарты шарларының жалпы саны. Ең дұрысы, сіз және мен, мысалы, солтүстік жарты шарда болғандықтан, олардың жалпы санының жартысына жуығын, атап айтқанда, бір жерде шамамен 3 мың жұлдызды көрген болуымыз керек еді.
Көптеген қысқы жұлдыздар
Өкінішке орай, барлық қол жетімді жұлдыздарды қарастыру мүмкін емес, өйткені бұл үшін атмосфераның мінсіз мөлдірлігі және ешқандай жарық көздерінің мүлдем болмауы жағдайлары қажет болады. Қыстың терең түнінде қала жарығынан алыс далада болсаңыз да. Неліктен қыста? Иә, өйткені жазғы түндер әлдеқайда жарқын! Бұл күннің көкжиектен көп төмен батпайтындығына байланысты. Бірақ бұл жағдайда да біздің көзімізге 2,5-3 мыңнан аспайтын жұлдыздар қол жетімді болады. Неліктен бұл?
Ең бастысы оқушыАдамның көзі, егер оны оптикалық аспап ретінде елестетсек, әртүрлі көздерден белгілі бір мөлшерде жарық жинайды. Біздің жағдайда жарық көздері жұлдыздар болып табылады. Оларды қанша көретініміз оптикалық құрылғының линзасының диаметріне тікелей байланысты. Әрине, бинокльдің немесе телескоптың линзасының әйнегі көздің қарашығынан үлкенірек диаметрге ие. Сондықтан ол көбірек жарық жинайды. Нәтижесінде астрономиялық аспаптар арқылы жұлдыздардың әлдеқайда көп санын көруге болады.
Жұлдызды аспан Гиппархтың көзімен
Әрине, сіз жұлдыздардың жарықтығымен немесе астрономдар айтқандай, көрінетін жарқырауымен ерекшеленетінін байқадыңыз. Ертеде адамдар да бұған мән берген. Ежелгі грек астрономы Гиппарх барлық көрінетін аспан денелерін VI класы бар жұлдыздық шамаларға бөлді. Олардың ең жарқырағандары мен «еңбек сіңірді», ал ең мәнсіздерін VI санаттағы жұлдыздар деп сипаттады. Қалғандары аралық сыныптарға бөлінді.
Кейінірек әртүрлі жұлдыздық шамалардың арасында қандай да бір алгоритмдік байланыс бар екені белгілі болды. Ал жарықтықтың тең еселенген бұрмалануын біздің көзіміз бірдей қашықтыққа алып тастау ретінде қабылдайды. Осылайша, I санатты жұлдыздың жарқырауы II жұлдызының жарқырауынан шамамен 2,5 есе жарық екені белгілі болды.
ІІ класты жұлдыз III класқа қарағанда бірдей рет жарықтандырады, ал III аспан денесі сәйкесінше IV жұлдызға қарағанда жарқырайды. Нәтижесінде I және VI шамадағы жұлдыздардың жарқырауының айырмашылығы 100 есеге ерекшеленеді. Осылайша, VII санаттағы аспан денелері адамның көру шегінен асып түседі. Жұлдыз екенін білу маңыздышамасы жұлдыздың өлшемі емес, оның көрінетін жарқырауы.
Абсолюттік шама дегеніміз не?
Жұлдыз шамалары көрінетін ғана емес, сонымен қатар абсолютті. Бұл термин екі жұлдызды бір-бірімен жарқырауы бойынша салыстыру қажет болғанда қолданылады. Ол үшін әрбір жұлдыз 10 парсектік шартты стандартты қашықтыққа жатады. Басқаша айтқанда, бұл бақылаушыдан 10 ДК қашықтықта болғанда болатын жұлдызды нысанның өлшемі.
Мысалы, біздің күннің магнитудасы -26,7. Бірақ 10 ДК қашықтықтан біздің жұлдыз бесінші магнитуданың әрең көрінетін нысаны болар еді. Бұдан шығатыны: аспан объектісінің жарқырауы немесе олар айтқандай, жұлдыздың уақыт бірлігінде тарайтын энергиясы неғұрлым жоғары болса, объектінің абсолютті шамасы теріс мәнді қабылдауы ықтимал. Және керісінше: жарықтылық неғұрлым төмен болса, объектінің оң мәндері соғұрлым жоғары болады.
Ең жарық жұлдыздар
Барлық жұлдыздардың көрінетін жарқырауы әртүрлі. Кейбіреулер бірінші шамаға қарағанда сәл жарқынырақ, екіншісі әлдеқайда әлсіз. Осыған байланысты бөлшек мәндер енгізілді. Мысалы, егер оның жарқырауындағы көрінетін жұлдыз шамасы I және II категориялардың арасында болса, онда ол 1, 5 класты жұлдыз болып саналады. Магнитудалары 2, 3…4, 7… және т.б жұлдыздар да бар. Мысалы, Кіші Канис экваторлық шоқжұлдызының бір бөлігі болып табылатын Прокён бүкіл Ресейде қаңтар немесе ақпан айларында жақсы көрінеді. Оның айқын жарқырауы 0,4.
Айта кететін жайт, меншамасы 0-ге еселік. Оған бір ғана жұлдыз дерлік сәйкес келеді - бұл Вега, Лира шоқжұлдызындағы ең жарық жұлдыз. Оның жарықтығы шамамен 0,03 магнитуда. Дегенмен, одан да жарқын шамдар бар, бірақ олардың шамасы теріс. Мысалы, бірден екі жарты шарда байқалатын Сириус. Оның жарықтығы -1,5 магнитуда.
Теріс жұлдыз шамалары тек жұлдыздарға ғана емес, сонымен қатар басқа аспан объектілеріне де тағайындалады: Күнге, Айға, кейбір планеталарға, кометаларға және ғарыш станцияларына. Дегенмен, жарықтығын өзгерте алатын жұлдыздар бар. Олардың арасында айнымалы жарық амплитудасы бар көптеген пульсирленген жұлдыздар бар, бірақ оларда бір уақытта бірнеше пульсация байқалатындары да бар.
Жұлдыздық шамаларды өлшеу
Астрономияда барлық дерлік қашықтық жұлдыздық шамалардың геометриялық шкаласымен өлшенеді. Фотометриялық өлшеу әдісі ұзақ қашықтыққа, сондай-ақ объектінің жарықтығын оның көрінетін жарықтығымен салыстыру қажет болған жағдайда қолданылады. Негізінен ең жақын жұлдыздарға дейінгі қашықтық олардың жылдық параллаксы – эллипстің негізгі жартылай осі арқылы анықталады. Болашақта ұшырылатын ғарыштық спутниктер кескіндердің көрнекі дәлдігін кем дегенде бірнеше есе арттырады. Өкінішке орай, 50–100 компьютерден асатын қашықтық үшін басқа әдістер әлі де қолданылады.
Ғарышқа экскурсия
Ертеде барлық аспан денелері мен планеталар әлдеқайда кішірек болды. Мысалы, біздің Жер бір кездері Венера, ал одан бұрын Марстың өлшемі болды. Миллиардтаған жылдар бұрын барлық континенттер біздің планетамызды үздіксіз континенттік қыртыспен жауып тұрды. Кейінірек Жер көлемі ұлғайып, континенттік тақталар бөлініп, мұхиттар пайда болды.
Барлық жұлдыздар «галактикалық қыстың» келуімен температураны, жарықтылықты және шаманы арттырды. Аспан денесінің (мысалы, Күннің) массасының өлшемі де уақыт өткен сайын артады. Дегенмен, бұл өте біркелкі болды.
Алғашында бұл кішкентай жұлдыз, кез келген басқа алып планеталар сияқты, қатты мұзбен жабылған. Кейінірек жұлдыз өзінің критикалық массасына жеткенше және өсуін тоқтатқанға дейін ұлғая бастады. Бұл жұлдыздардың келесі галактикалық қыстан кейін олардың массасы мезгіл-мезгіл артып, маусымаралық кезеңде азаюына байланысты.
Бүкіл Күн жүйесі Күнмен бірге өсті. Өкінішке орай, барлық жұлдыздар бұл жолмен жүре алмайды. Олардың көпшілігі басқа, үлкенірек жұлдыздардың тереңдігінде жоғалып кетеді. Аспан денелері галактикалық орбиталармен айналады және бірте-бірте орталыққа жақындай отырып, ең жақын жұлдыздардың біріне құлайды.
Галактика – бірнеше планеталық жүйеден пайда болған кішірек шоғырдан шыққан ергежейлі галактикадан шыққан супер алып жұлдыз-планетар жүйесі. Соңғысы біздікімен бірдей жүйеден шыққан.
Жұлдыз өлшемін шектеу
Біздің үстіміздегі аспан неғұрлым мөлдір және күңгірт болса, соғұрлым көп жұлдыздар мен метеорларды көруге болатыны құпия емес. Шектеу жұлдызышама - аспанның мөлдірлігіне ғана емес, сонымен бірге көрушінің көзқарасына байланысты жақсырақ анықталатын сипаттама. Адам ең күңгірт жұлдыздың жарқылын тек көкжиектен, шеткері көру арқылы ғана көре алады. Дегенмен, бұл әрқайсысы үшін жеке критерий екенін атап өткен жөн. Телескоптан визуалды бақылаумен салыстырғанда, маңызды айырмашылық - құралдың түрі мен оның линзасының диаметрі.
Фотопластинасы бар телескоптың ену күші күңгірт жұлдыздардың сәулеленуін түсіреді. Заманауи телескоптар 26–29 магнитудалық жарқырауы бар объектілерді бақылай алады. Құрылғының ену күші көптеген қосымша критерийлерге байланысты. Олардың ішінде сурет сапасы да маңызды емес.
Жұлдыз кескінінің өлшемі тікелей атмосфераның күйіне, линзаның фокустық қашықтығына, эмульсияға және экспозицияға бөлінген уақытқа байланысты. Дегенмен, ең маңызды көрсеткіш - жұлдыздың жарықтығы.
