절대 제한 항성 크기 : 설명, 규모 및 밝기

구름이없는 맑은 밤에 머리를 위로 올리면 많은 별을 볼 수 있습니다. 너무 많은 것으로 보아도 전혀 계산할 수없는 것 같습니다. 눈으로 볼 수있는 천체는 여전히 계산됩니다. 그것들은 약 6 천명입니다. 이것은 우리 지구의 북반구와 남반구 양쪽의 총 수입니다. 이상적으로, 예를 들어, 북반구에서 당신과 나는 전체 수의 절반, 즉 약 3 천 개의 별을 보았어야합니다.

무수한 겨울 별

불행하게도, 모든 별을 고려하는 것은 거의 불가능합니다. 왜냐하면 이상적인 투명한 분위기와 광원이 전혀없는 조건이 필요하기 때문입니다. 깊은 겨울 밤에 도시의 불빛으로부터 멀리 떨어진 맑은 지대에서 자신을 발견하더라도. 왜 겨울? 예, 여름 밤이 훨씬 가볍기 때문에! 이것은 태양이 지평선 뒤로 멀지 않다는 사실 때문입니다. 그러나이 경우에도 2.5 ~ 3 천개의 항성 만이 우리 눈에 사용할 수 있습니다. 왜 그렇게됩니까?

것은 인간의 눈동자가 광학 장치 로 제시된다면 다른 출처로부터 일정량의 빛을 모으는 것입니다. 우리의 경우 빛의 근원은 별들입니다. 우리가 얼마나 많이 볼 수 있는지는 직접 광학 장치의 렌즈 직경에 달려 있습니다. 당연히, 쌍안경이나 망원경의 렌즈 유리는 눈동자보다 큰 직경을 가지고 있습니다. 따라서 더 많은 빛을 수집합니다. 이 때문에 천문학적 도구의 도움으로 훨씬 더 많은 수의 별을 볼 수 있습니다.

Hipparchus의 눈을 가진 별이 빛나는 하늘

물론, 당신은 별들이 밝기가 다르거 나 천문학 자들이 말한 것처럼 명백한 광채로 나타났습니다. 먼 옛날 사람들은 또한 이것에주의를 기울였다. 고대 그리스 천문학 자 Hipparch는 모든 보이는 천체를 VI 등급을 가진 별의 크기로 나눴다. 그들 중 가장 밝은 "나는", 그리고 가장 표현력이없는 그는 VI 카테고리의 별들로 묘사했습니다. 나머지는 중간 수업으로 나뉘어져있었습니다.

나중에 다른 별의 크기가 일종의 알고리즘 적 관계를 가지고 있음이 분명 해졌다. 동일한 수의 시간 동안 밝기의 왜곡은 같은 거리로 제거 된 것처럼 우리 눈에 감지됩니다. 따라서 제 1 범주의 별의 광도는 태양 II의 광도보다 약 2.5 배 더 밝다는 것이 알려졌다.

동시에 II 종의 별이 III보다 밝아지고 천체 별 III이 IV입니다. 결과적으로 별 I과 VI의 발광의 차이는 100 배나 다릅니다. 따라서 VII 카테고리의 천체는 인간의 시력의 문턱을 벗어납니다. 별의 크기가 별의 크기가 아니라 겉보기 광채라는 것을 아는 것이 중요합니다.

절대적인 항성 크기는 얼마입니까?

스타 값은 눈에 띄는 것이 아니라 절대적입니다. 이 용어는 광도에 따라 두 개의 별을 비교해야 할 때 사용됩니다. 이를 위해 각 별은 조건부 표준 거리 10 파섹으로 참조됩니다. 다른 말로하면, 이것은 관측자로부터 10 PC 떨어져 있다면 그것이 가질 수있는 항성 물체의 크기입니다.

예를 들어 태양의 별의 크기는 -26.7입니다. 그러나 10 pc의 거리에서, 우리 별은 다섯 번째 크기의 대상에 대해 거의 알아볼 수없는 눈이었을 것입니다. 따라서 천체의 광도가 높을수록 별이 단위 시간당 방사하는 에너지가 커질수록 물체의 절대적인 별의 크기가 음의 값을 가질 확률이 커집니다. 반대의 경우 : 광도가 작을수록 대상의 양수 값이 높아집니다.

가장 밝은 별

모든 별에는 다른 시각적 인 광택이 있습니다. 후자는 훨씬 약한 반면, 일부는 첫 번째보다 약간 밝습니다. 이를 고려하여 분수가 도입되었습니다. 예를 들어, 광도의 명백한 항성 크기가 I 및 II 범주 사이의 어딘가라면 1.5 등급의 별으로 간주됩니다. 예를 들어 스몰 도그의 적도 별자리의 일부인 프로 시온은 1 월이나 2 월에 러시아 전역에서 가장 잘 볼 수 있습니다. 그것의 명백한 광채는 0.4이다.

별의 크기가 0의 배수임을 주목할 만합니다. 단 하나의 별 만이 거의 정확히 일치합니다. 이것은 베가 ( Lyra 의 별자리 에서 가장 밝은 별)입니다 . 밝기는 약 0.03입니다. 그러나, 그것보다 밝아지는 발광체가 있지만, 그 별의 크기는 부정적입니다. 예를 들어 시리우스는 두 반구에서 즉시 관찰 할 수 있습니다. 그것의 광도는 -1.5 광도이다.

부정적인 항성의 크기는 별뿐만 아니라 다른 천체 (태양, 달, 일부 행성, 혜성 및 우주 정거장)에 할당됩니다. 그러나, 그들의 광휘를 바꿀 수있는 별들이 있습니다. 그 중에서도 밝기의 진폭이 다양하게 변하는 많은 별들이 있습니다. 그러나 동시에 여러 맥동을 관찰 할 수있는 것도 있습니다.

별의 크기 측정

천문학에서는 거의 모든 거리가 항성 크기의 기하학적 규모를 측정합니다. 광도 측정 방법은 원거리에서 사용되며, 피사체의 밝기와 피사체의 명암을 비교할 필요가있는 경우에도 사용됩니다. 일반적으로 가장 가까운 별까지의 거리는 연례 시차 (타원의 반경 축)로 결정됩니다. 미래에 우주 위성은 영상의 시각적 정확성을 적어도 몇 번 향상시킬 것입니다. 불행하게도, 50-100 PC 이상의 거리에서는 다른 방법이 사용됩니다.

열린 공간으로의 여행

먼 과거에는 모든 천체 와 행성이 훨씬 작았습니다. 예를 들어, 지구는 한 때 금성 크기 였고 초기에는 화성이었습니다. 수십억 년 전, 모든 대륙이 우리 대륙을 대륙붕으로 보호했습니다. 나중에 지구의 크기가 커졌고 대륙판이 분산되어 바다를 형성했습니다.

"은하의 겨울"이 출현 한 모든 항성들은 온도, 광도 및 항성 크기를 증가 시켰습니다. 천체의 질량 (예 : 태양)의 측정은 시간이지나면서 증가합니다. 그러나 이것은 매우 고르지 않았습니다.

처음에는이 작은 별이 다른 거대한 행성과 마찬가지로 단단한 얼음을 덮었습니다. 나중에, 발광체는 그것의 임계 질량에 도달 할 때까지 크기가 증가하기 시작했고 성장을 멈추지 않았다. 이것은 별들이 다음 은하계 겨울이 오기까지 주기적으로 질량이 증가한다는 사실에 기인하며, 계절간 기간 동안에는 감소합니다.

태양과 함께 전체 태양계가 성장했습니다. 불행히도, 모든 별들이 그 길로 갈 수있는 것은 아닙니다. 그들 중 많은 수는 다른 더 거대한 별들의 깊이에서 사라집니다. 천체는 은하의 궤도를 따라 이동하고 점차적으로 중심에 접근하여 가장 가까운 별 중 하나에 무너집니다.

은하는 거대한 별 - 행성계 이며, 다중 행성계에서 나온 더 작은 집단에서 나온 난쟁이 은하에서 유래했다. 후자는 우리와 같은 시스템에서 나왔습니다.

별의 한계 값

이제는 우리보다 하늘이 더 투명하고 어두워 질수록 더 많은 별이나 유성을 볼 수 있다는 것은 더 이상 추리가 아닙니다. 별의 크기를 제한하는 것은 하늘의 투명성뿐만 아니라 보는 사람의 시야로 인해 더 잘 정의 된 특성입니다. 사람은 측면 시야가있는 지평선에서만 희미한 별의 광채를 볼 수 있습니다. 그러나 이것이 모든 사람을위한 개별적인 기준이라고 언급 할 필요가 있습니다. 망원경의 육안 관찰과 비교할 때, 본질적인 차이는기구의 유형과 렌즈의 직경에 있습니다.

사진 플레이트가있는 망원경의 투과력은 희미한 별의 방출을 고정시킵니다. 현대 망원경에서 당신은 26-29 별의 광도를 가진 물체를 관찰 할 수 있습니다. 장치의 투과력은 추가 기준의 수에 따라 달라집니다. 그 중에서도 이미지의 품질은 그다지 중요하지 않습니다.

별 모양의 크기는 대기 상태 , 렌즈 의 초점 거리, 사진 유제 및 노출에 할당 된 시간에 직접적으로 의존합니다. 그러나 가장 중요한 지표는 별의 밝기입니다.