Если в ясную безоблачную ночь поднять голову вверх, то можно увидеть множество звёзд. Так много, что, кажется, и не счесть вовсе. Оказывается, что небесные светила, видимые глазу, всё же посчитаны. Их насчитывается около 6 тыс. Это общее число как для северного, так и для южного полушарий нашей планеты. В идеале мы с вами, находясь, к примеру, в северном полушарии, должны были бы видеть приблизительно половину от их общего числа, а именно где-то 3 тыс. звёзд.
Мириады зимних звёзд
К сожалению, рассмотреть все имеющиеся звёзды практически невозможно, ведь для этого понадобятся условия с идеально прозрачной атмосферой и полное отсутствие любых источников света. Даже если вы окажетесь в чистом поле вдали от городской засветки глубокой зимней ночью. Почему зимой? Да потому, что летние ночи гораздо светлее! Это связано с тем, что солнце недалеко заходит за горизонт. Но даже и в этом случае нашему глазу будет доступно не более 2,5–3 тыс. звёзд. Почему же так?
Всё дело в том, что зрачок человеческого глаза, если его представить в качестве оптического прибора, собирает определённое количество света от разных источников. В нашем случае источниками света являются звёзды. Сколько мы их увидим, напрямую зависит от диаметра линзы оптического прибора. Естественно, стекло объектива бинокля или телескопа имеет больший диаметр, чем зрачок глаза. Поэтому и будет собирать больше света. Вследствие этого с помощью астрономических приборов можно увидеть гораздо большее количество звёзд.
Звёздное небо глазами Гиппарха
Конечно, вы замечали, что звёзды отличаются по яркости, или, как говорят астрономы, по видимому блеску. В далёком прошлом люди также обратили на это внимание. Древнегреческий астроном Гиппарх поделил все видимые небесные светила на звёздные величины, имеющие VI классов. Самые яркие из них "заработали" I, а самые невыразительные он охарактеризовал как звёзды VI категории. Остальные были разделены на промежуточные классы.
Впоследствии выяснилось, что разные звёздные величины имеют между собой некую алгоритмическую связь. А искажение яркости в равное количество раз нашим глазом воспринимается как удаление на одинаковое расстояние. Таким образом, стало известно, что сияние звезды I категории ярче сияния II примерно в 2,5 раза.
Во столько же раз звезда II класса ярче III, а небесное светило III, соответственно, - IV. В итоге разница между свечением звёзд I и VI величин отличается в 100 раз. Таким образом, небесные светила VII категории находятся за порогом человеческого зрения. Немаловажно знать, что звёздная величина — это не размер звезды, а её видимый блеск.
Что является абсолютной звёздной величиной?
Звёздные величины бывают не только видимыми, но и абсолютными. Этот термин применяют, когда необходимо сравнить между собой две звезды по их светимости. Чтобы это сделать, каждую звезду относят на условно-стандартное расстояние в 10 парсек. Иными словами, это величина звёздного объекта, которую он имел бы, если находился на расстоянии 10 ПК от наблюдателя.
К примеру, звёздная величина нашего солнца -26,7. А вот с расстояния в 10 ПК наша звезда была бы едва заметным глазу объектом пятой величины. Отсюда следует: чем выше светимость небесного объекта, или, как ещё говорят, энергия, которую звезда излучает в единицу времени, тем больше вероятность, что абсолютная звёздная величина объекта примет отрицательное значение. И наоборот: чем меньше светимость, тем выше будут положительные значения объекта.
Самые яркие звёзды
Все звёзды имеют различный видимый блеск. Одни немного ярче первой величины, вторые - намного слабее. Ввиду этого были введены дробные величины. К примеру, если видимая звёздная величина по своему блеску находится где-то между I и II категорией, то её принято считать звездой 1,5 класса. Также существуют звёзды с величинами 2,3…4,7…и т. д. Например, Процион, входящий в экваториальное созвездие Малого Пса, лучше всего виден по всей России в январе или феврале. Её видимый блеск - 0,4.
Примечательно, что I звёздная величина кратна 0. Только одна звезда практически точно соответствует ей — это Вега, ярчайшее светило в созвездии Лиры. Её блеск составляет примерно 0,03 звёздной величины. Однако есть светила, которые ярче её, но их звёздная величина носит отрицательный характер. Например, Сириус, который можно наблюдать сразу в двух полушариях. Его светимость - -1,5 звёздной величины.
Отрицательные звёздные величины присвоены не только звёздам, но и другим небесным объектам: Солнцу, Луне, некоторым планетам, кометам и космическим станциям. Однако существуют звёзды, которые могут менять свой блеск. Среди них есть множество звёзд пульсирующих, с переменными амплитудами блеска, но встречаются и такие, у которых можно наблюдать несколько пульсаций одновременно.
Измерение звёздных величин
В астрономии практически все расстояния измеряет геометрическая шкала звёздных величин. Фотометрический способ измерений используется для далёких расстояний, а также если нужно сравнить светимость объекта с его видимым блеском. В основном расстояние к ближайшим звёздам определяют по их годичному параллаксу — большой полуоси эллипса. Запущенные в будущем космические спутники увеличат визуальную точность изображений не менее чем в несколько раз. К сожалению, пока для расстояний более чем 50–100 ПК применяют другие методы.
Экскурсия в открытый космос
В далёком прошлом все небесные тела и планеты были гораздо меньше. Например, наша Земля когда-то была размером с Венеру, а ещё в более ранний период — с Марс. Миллиарды лет назад все континенты укрывали нашу планету сплошной материковой корой. Позднее размеры Земли увеличились, а материковые плиты разошлись, образовав океаны.
У всех звёзд с приходом "галактической зимы" росла температура, светимость и звёздная величина. Мера массы небесного светила (например, Солнца) со временем тоже увеличивается. Впрочем, происходило это чрезвычайно неравномерно.
Изначально эту небольшую звезду, как и любую другую планету-гигант, укрывал сплошной лёд. Позднее светило стало увеличиваться в размерах, пока не достигло своей критической массы и не прекратило расти. Это связано с тем, что звёзды периодически увеличиваются в своей массе по пришествию очередной галактической зимы, а в межсезонные периоды сокращаются.
Вместе с Солнцем росла и вся Солнечная система. К сожалению, не все звёзды смогут пройти по этому пути. Многие из них исчезнут в глубинах других, более массивных звёзд. Небесные светила обращаются по галактическим орбитам и, постепенно приближаясь к самому центру, рушатся на одну из ближайших звёзд.
Галактика — это сверхгигантская звёздно-планетарная система, произошедшая из карликовой галактики, которая появилась из более мелкого скопления, вышедшего из кратной планетарной системы. Последняя же произошла из такой же системы, как наша.
Предельная величина звёзд
Теперь уже не тайна, что чем прозрачнее и темнее над нами небо, тем большее количество звёзд или метеоров можно увидеть. Предельная звёздная величина - это характеристика, которую лучше определяют благодаря не только прозрачности неба, но и зрению созерцающего. Человек может увидеть сияние самой неяркой звезды только на горизонте, боковым зрением. Однако стоит упомянуть о том, что это индивидуальный критерий для каждого. Если сравнивать с визуальным наблюдением из телескопа, то существенное различие состоит в типе прибора и диаметре его объектива.
Сила проницания у телескопа с фотопластинкой фиксирует излучение тусклых звёзд. В современные телескопы можно наблюдать объекты светимостью в 26–29 звёздных величин. Проницающая сила прибора зависит от множества дополнительных критериев. Среди них немаловажное значение имеет качество изображений.
Размер звёздного изображения напрямую зависит от состояния атмосферы, фокусного расстояния объектива, фотоэмульсии, а также времени, отведённого на экспозицию. Однако самым важным показателем является яркость звезды.
