Teleskopo dydis. Absoliučiai ribiniai dydžiai: aprašymas, mastelis ir ryškumas. dydis pasirodė labai patogi sąvoka

Daugelis pradedančiųjų astronomų mėgėjų užduoda du pagrindinius klausimus, būtent: kurį teleskopą pasirinkti ir ką jame pamatysiu.

Svarbiausias teleskopo parametras yra jo objektyvo skersmuo. Kuo didesnis teleskopo objektyvo skersmuo, tuo blankesnes žvaigždes matysime ir smulkesnes detales galėsime atskirti planetose ir Mėnulyje, taip pat atskirti arčiau esančias dvinares žvaigždes. Teleskopo skiriamoji geba matuojama lanko sekundėmis ir apskaičiuojama pagal šią formulę 140/D, kur D yra teleskopo objektyvo skersmuo mm. O didžiausias turimas teleskopo dydis apskaičiuojamas pagal formulę m = 5,5 + 2,5lgD + 2,5lgG, kur D yra teleskopo skersmuo mm., G yra teleskopo padidinimas. Taip pat objektyvo skersmuo lemia maksimalų teleskopo padidinimą. Jis lygus dvigubam teleskopo objektyvo skersmeniui milimetrais. Pavyzdžiui, teleskopo, kurio objektyvo skersmuo yra 150 mm, didžiausias naudingas padidinimas yra 300 kartų. Čia mes tęsime nuo teleskopo objektyvo parametro skersmens.

Kokio dydžio planetos matomos pro teleskopą? Padidinus 100 kartų, viena lanko sekundė atitinka 0,12 mm matomą iš 25 cm atstumo.Iš to galima apskaičiuoti planetos skersmenį žiūrint pro teleskopą su tam tikru padidinimu. Dp=Г*0,0012*d, kur Dp yra planetos skersmuo mm, projekcijoje į plokštumą, esančią 25 cm atstumu nuo plokštumos, Г yra teleskopo padidinimas, d yra planetos skersmuo lanku. sek. Pavyzdžiui, Jupiterio skersmuo yra 46 lankai. sek. o padidinus 100 kartų jis atrodys kaip apskritimas, nupieštas ant popieriaus, kurio skersmuo 5,5 mm iš 25 cm atstumo.

Oriono ūkas yra labai ryškus ir įspūdingas objektas. Plika akimi ūkas suvokiamas kaip neryškus švytėjimas, žiūronais matomas kaip ryškus debesis. Ir, beje, šio „debesio“ dydis yra toks, kad jo medžiagos pakaktų maždaug tūkstančiui Saulių arba daugiau nei trims šimtams milijonų Žemės planetų.

Taigi, parduodami (teleskopus galite nusipirkti internetinės parduotuvės www.4glaza.ru svetainėje) yra teleskopų nuo 50 mm iki 250 mm ir daugiau. Be to, prasiskverbimo galia ir skiriamoji geba priklauso nuo teleskopo konstrukcijos, ypač nuo antrinio veidrodžio centrinio ekranavimo buvimo ir jo dydžio. Frakcuojančiuose teleskopuose (objektyvuose lęšiuose) nėra centrinio ekranavimo, jie suteikia kontrastingesnį ir išsamesnį vaizdą, nors tai taikoma ilgo židinio refrakcijos teleskopams ir apochromatams. Trumpo židinio achromatiniuose refraktoriuose chromatinė aberacija panaikins refraktoriaus pranašumus. Tokiems teleskopams galimas mažas ir vidutinis padidinimas.

Plejadų žvaigždžių spiečius yra Tauro žvaigždyne. Plejadėse yra apie 1000 žvaigždžių, tačiau, žinoma, ne visos jos matomos iš Žemės. Mėlynas aureolė aplink žvaigždes yra ūkas, į kurį panardintas žvaigždžių spiečius. Ūkas matomas tik aplink ryškiausias Plejadų žvaigždes.

Teleskopų temoje centimetrais matuojama tik diafragma ir židinio nuotolis. Visiems kitiems yra kampiniai matmenys. Pavyzdžiui: Jupiterio tariamasis skersmuo yra 40″–60″, priklausomai nuo jo padėties Žemės atžvilgiu.
Įprasto teleskopo, kurio diafragma yra 60 mm, skiriamoji geba yra apie 2,4 colio, tai yra, grubiai tariant, Jupiteris tokiame teleskope turės 50/2,4 = ~ 20 „pikselių“, tačiau padidindami priartiname ir toliname. iš šių 20 pikselių. Jei priartinsite per arti (padidinimas didesnis nei 2*D, kur D yra diafragmos skersmuo mm 60 mm*2=120x), vaizdas bus neryškus ir tamsus, tarsi fotoaparate naudotume skaitmeninį priartinimą. . Jei ji per maža, tai mūsų akies raiškos nepakanka, kad atskirtume visus 20 pikselių (planeta atrodo kaip mažas žirnis).

Mėnulio paviršius. Krateriai aiškiai matomi. Sovietinio mėnulio roverio ir Amerikos vėliavos nesimato. Norint juos pamatyti, reikia milžiniško teleskopo su šimtų metrų skersmens veidrodžiu – tokio Žemėje dar nėra.

Andromedos galaktika (arba ūkas) yra viena iš mums artimiausių galaktikų. Arti yra santykinis terminas: tai yra apie 2,52 mln. šviesmečių. Dėl atstumo šią galaktiką matome tokią, kokia ji buvo prieš 2,5 mln. Tada Žemėje žmonių nebuvo. Neįmanoma žinoti, kaip šiuo metu atrodo Andromedos galaktika.

Jupiterį galima pamatyti ir teleskopu. Kaip ir Venera, Saturnas, Uranas ir Neptūnas bei daugelis kitų kosminių objektų.

Ką galime pamatyti su skirtingo skersmens teleskopais:

Refraktorius 60-70 mm, reflektorius 70-80 mm.

• Dvigubos žvaigždės, kurių atstumas didesnis nei 2 coliai – Albireo, Mizar ir kt.
• Silpnos žvaigždės iki 11,5 m.
• Saulės dėmės (tik su diafragmos filtru).
• Veneros fazės.
• Mėnulyje yra 8 km skersmens krateriai.
• Poliarinės kepurės ir jūros Marse Didžiosios opozicijos metu.
• Juostos ant Jupiterio ir idealiomis sąlygomis Didžioji Raudonoji dėmė (GRS), keturi Jupiterio palydovai.
• Saturno žiedai, Cassini tarpas esant puikiam matomumui, rožinė juosta ant Saturno disko.
• Uranas ir Neptūnas žvaigždžių pavidalu.
• Didelės rutulinės (pvz., M13) ir atviros sankaupos.
• Beveik visi Mesjė katalogo objektai be detalių juose.

Refraktorius 80-90 mm, reflektorius 100-120 mm, katadioptrinis 90-125 mm.

• Dvigubos žvaigždės, kurių atstumas yra 1,5 colio ar daugiau, silpnos žvaigždės iki 12 žvaigždžių. kiekiai.
• Saulės dėmių struktūra, granuliacijos ir plunksnų laukai (tik su apertūros filtru).
• Merkurijaus fazės.
• Mėnulio krateriai yra apie 5 km dydžio.
• Poliarinės kepurės ir jūros Marse opozicijų metu.
• Keletas papildomų diržų ant Jupiterio ir BKP. Šešėliai iš Jupiterio palydovų planetos diske.
• Cassini tarpas Saturno ir 4-5 palydovų žieduose.
• Uranas ir Neptūnas kaip maži diskai be jokių detalių.
• Dešimtys rutulinių spiečių, ryškių rutulinių spiečių pakraščiuose suirs į žvaigždžių dulkes.
• Dešimtys planetinių ir difuzinių ūkų bei visų objektų Mesjė kataloge.
• Ryškiausi objektai iš NGC katalogo (ryškiausi ir didžiausi objektai rodo tam tikras detales, tačiau dauguma galaktikų lieka miglotomis dėmėmis be detalių).

Refraktorius 100-130 mm, reflektorius arba katadioptrinis 130-150 mm.

• Dvigubos žvaigždės, kurių atstumas yra 1 colio ar daugiau, silpnos žvaigždės iki 13 žvaigždžių. kiekiai.
• Išsami informacija apie Mėnulio kalnus ir 3-4 km dydžio kraterius.
• Galite pabandyti pamatyti dėmes Veneros debesyse naudodami mėlyną filtrą.
• Daugybė detalių apie Marsą opozicijų metu.
• Detalės Jupiterio diržuose.
• Debesų juostos ant Saturno.
• Daug silpnų asteroidų ir kometų.
• Šimtai žvaigždžių spiečių, ūkų ir galaktikų (ryškiausiose galaktikose matosi spiralinės struktūros pėdsakai (M33, M51)).
• NGC kataloge daug objektų (daugelis objektų turi įdomių detalių).

Refraktorius 150-180 mm, reflektorius arba katadioptrinis 175-200 mm.

• Dvigubos žvaigždės, kurių atstumas mažesnis nei 1 colio, silpnos žvaigždės iki 14 žvaigždučių. kiekiai.
• Mėnulio dariniai 2 km dydžio.
• Debesys ir dulkių audros Marse.
• 6-7 Saturno palydovai, galite pabandyti pamatyti Titano diską.
• Stipinai Saturno žieduose maksimaliai atsivėrę.
• Galilėjos palydovai mažų diskų pavidalu.
• Vaizdo detalumą su tokiomis angomis jau nulemia ne optikos galimybės, o atmosferos būsena.
• Kai kurie rutuliniai spiečiai išsiskirstę į žvaigždes beveik iki pat centro.
• Daugelio ūkų ir galaktikų struktūros detalės matomos žiūrint iš miesto apšvietimo.

Refraktorius 200 mm ar didesnis, reflektorius arba katadioptrinis 250 mm ar didesnis.

• Dvigubos žvaigždės, kurių atstumas iki 0,5 colio idealiomis sąlygomis, iki 15 žvaigždžių. dydžių ir silpnesni.
• Mėnulio dariniai, kurių dydis mažesnis nei 1,5 km.
• Maži debesys ir mažos struktūros Marse, retais atvejais – Fobas ir Deimos.
• Daug detalių Jupiterio atmosferoje.
• Enkės padalijimas Saturno žieduose, Titano diske.
• Neptūno mėnulis Tritonas.
• Plutonas yra silpna žvaigždė.
• Didžiausią vaizdų detalumą lemia atmosferos būsena.
• Tūkstančiai galaktikų, žvaigždžių spiečių ir ūkų.
• Beveik kiekvienas NGC katalogo objektas, iš kurių daugelis rodo smulkesniuose teleskopuose nematomas detales.
• Ryškiausi ūkai turi subtilias spalvas.

Kaip matote, net ir kuklus astronominis instrumentas leis mėgautis daugybe naktinio dangaus grožybių. Taigi ne iš karto persekiokite didelio instrumento, pradėkite nuo mažo teleskopo. Ir nebijokite, kad jis greitai išnaudos savo išteklius. Patikėkite, jis jus džiugins naujais objektais ir naujomis detalėmis ne vienerius metus. Jūs tapsite vis labiau patyrusiu stebėtoju, jūsų akys išmoks pajausti blyškesnius objektus, o jūs pats išmoksite pritaikyti įvairius triukus iš stebėtojo arsenalo, naudoti specialius filtrus ir kt.

https://website/wp-content/images/2014/11/chto_mozhno_yvet_v_teleskop.jpghttps://website/wp-content/images/2014/11/chto_mozhno_yviet_v_teleskop-250x165.jpg 2017-01-14T03:16:27+08:00 Ruslanas Erdvė Erdvė

Daugelis pradedančiųjų astronomų mėgėjų užduoda du pagrindinius klausimus, būtent: kurį teleskopą pasirinkti ir ką jame pamatysiu. Svarbiausias teleskopo parametras yra jo objektyvo skersmuo. Kuo didesnis teleskopo lęšio skersmuo, tuo blankesnes žvaigždes matysime ir smulkesnes detales galėsime atskirti planetose ir ...

Ruslanas [apsaugotas el. paštas] Administratoriaus svetainė

Kiekviena iš šių žvaigždžių turi tam tikrą dydį, leidžiantį jas pamatyti.

Didumas yra skaitinis bematis dydis, apibūdinantis žvaigždės ar kito kosminio kūno ryškumą matomos srities atžvilgiu. Kitaip tariant, ši reikšmė atspindi stebėtojo kūno užregistruotų elektromagnetinių bangų skaičių. Todėl ši reikšmė priklauso nuo stebimo objekto savybių ir atstumo nuo stebėtojo iki jo. Terminas apima tik regimąjį, infraraudonąjį ir ultravioletinį elektromagnetinės spinduliuotės spektrus.

Kalbant apie taškinius šviesos šaltinius, taip pat vartojamas terminas „blizgesys“, o išplėstiniams - „ryškumas“.

Senovės graikų mokslininkas, gyvenęs Turkijoje II amžiuje prieš Kristų. e., laikomas vienu įtakingiausių antikos astronomų. Jis sudarė tūrinį, pirmąjį Europoje, aprašantį daugiau nei tūkstančio dangaus kūnų vietą. Hiparchas taip pat pristatė tokią savybę kaip dydis. Stebėdamas žvaigždes plika akimi, astronomas nusprendė jas suskirstyti pagal ryškumą į šešis dydžius, kur pirmasis dydis yra ryškiausias objektas, o šeštas – blankiausias.

19 amžiuje britų astronomas Normanas Pogsonas patobulino žvaigždžių dydžių matavimo skalę. Jis išplėtė jo verčių diapazoną ir įvedė logaritminę priklausomybę. Tai yra, padidėjus dydžiui vienu, objekto ryškumas sumažėja 2,512 karto. Tada 1-ojo dydžio (1 m) žvaigždė yra šimtą kartų ryškesnė už 6-ojo dydžio (6 m).

Didumo standartas

Nulinio dydžio dangaus kūno standartas iš pradžių buvo laikomas ryškiausio taško spindesiu. Kiek vėliau buvo pateiktas tikslesnis nulinio dydžio objekto apibrėžimas - jo apšvietimas turėtų būti 2,54 10 -6 liuksai, o šviesos srautas matomame diapazone yra 10 6 kvantai / (cm² s).

Tariamas dydis

Aukščiau aprašyta charakteristika, kurią nustatė Nikėjos Hiparchas, vėliau tapo žinoma kaip „matoma“ arba „vaizdinė“. Tai reiškia, kad jį galima stebėti tiek žmogaus akimis matomame diapazone, tiek naudojant įvairius instrumentus, tokius kaip teleskopas, įskaitant ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių diapazoną. Žvaigždyno dydis yra 2 m. Tačiau žinome, kad Vega su nuliu dydžiu (0 m) nėra ryškiausia žvaigždė danguje (penktoji pagal ryškumą, trečioji stebėtojams iš NVS teritorijos). Todėl ryškesnės žvaigždės gali turėti neigiamą dydį, pavyzdžiui, (-1,5 m). Taip pat šiandien žinoma, kad tarp dangaus kūnų gali būti ne tik žvaigždžių, bet ir kūnų, atspindinčių žvaigždžių šviesą – planetų, kometų ar asteroidų. Bendras dydis –12,7 m.

Absoliutus dydis ir šviesumas

Kad būtų galima palyginti tikrąjį kosminių kūnų ryškumą, buvo sukurta tokia charakteristika kaip absoliutus dydis. Pagal jį apskaičiuojama objekto tariamojo žvaigždžių dydžio vertė, jei šis objektas būtų 10 (32,62) atstumu nuo Žemės. Šiuo atveju, lyginant skirtingas žvaigždes, nėra jokios priklausomybės nuo atstumo iki stebėtojo.

Erdvės objektų absoliutus dydis naudoja skirtingą atstumą nuo kūno iki stebėtojo. Būtent 1 astronominis vienetas, o teoriškai stebėtojas turėtų būti Saulės centre.

Modernesnis ir naudingesnis dydis astronomijoje tapo „šviesumu“. Ši charakteristika lemia bendrą kosminio kūno išspinduliavimą per tam tikrą laikotarpį. Skaičiavimui naudojamas absoliutus žvaigždžių dydis.

Spektrinė priklausomybė

Kaip minėta anksčiau, dydis gali būti matuojamas skirtingų tipų elektromagnetinei spinduliuotei, todėl kiekvienam spektro diapazonui jis turi skirtingas vertes. Norėdami gauti bet kurio kosminio objekto vaizdą, astronomai gali naudoti tokius, kurie yra jautresni aukšto dažnio matomos šviesos daliai, o žvaigždės vaizde pasirodo mėlynos. Toks žvaigždžių dydis vadinamas „fotografiniu“, m Pv . Norint gauti vertę, artimą vizualiai („fotovizualinė“, m P), fotografinė plokštelė padengiama specialia ortochromatine emulsija ir naudojamas geltonos šviesos filtras.

Mokslininkai sudarė vadinamąją fotometrinę diapazonų sistemą, kurios dėka galima nustatyti pagrindines kosminių kūnų charakteristikas, tokias kaip: paviršiaus temperatūra, šviesos atspindžio laipsnis (albedas, ne žvaigždėms), šviesos sugerties laipsnis, ir kiti. Tam šviestuvas nufotografuojamas skirtingais elektromagnetinės spinduliuotės spektrais ir vėliau lyginami rezultatai. Fotografuojant populiariausi yra šie filtrai: ultravioletinis, mėlynas (fotografijos dydis) ir geltonas (artimas fotovizualiniam diapazonui).

Nuotrauka, kurioje užfiksuotos visų elektromagnetinių bangų diapazonų energijos, nustato vadinamąjį bolometrinį dydį (m b). Jo pagalba, žinodami atstumą ir tarpžvaigždinio išnykimo laipsnį, astronomai apskaičiuoja kosminio kūno šviesumą.

Kai kurių objektų žvaigždžių dydžiai

• Saulė = -26,7 m
• Pilnatis = -12,7 m
• Flash Iridium = -9,5 m. Iridium yra 66 palydovų, skriejančių aplink Žemę ir perduodančių balsą bei kitus duomenis, sistema. Periodiškai kiekvienos iš trijų pagrindinių transporto priemonių paviršius atspindi saulės šviesą link Žemės ir sukuria ryškiausią sklandų blyksnį danguje iki 10 sekundžių.

Arba naudojant vieną ar kitą optinį instrumentą. Ši sąvoka naudojama stebėjimo (taip pat ir mėgėjų) astronomijoje dangaus būklei ir stebėjimo sąlygoms įvertinti, taip pat yra viena iš teleskopų ir kitų optinių astronominių prietaisų charakteristikų.

Stebėjimo astronomijoje

Vidutiniškai idealiomis stebėjimo sąlygomis (giedras dangus, be apšvietimo) plika akimi pasiekiami objektai, kurių dydis yra iki 6 m. daugiau nei stebimas objektas mažiaušviesus). Tačiau tokie veiksniai kaip astroklimatas, dirbtinis (miesto) ar natūralus (pavyzdžiui, iš Mėnulio pagrindinėje fazėje) apšvietimas, neoptimali atmosferos būklė, didelė drėgmė, silpnų žvaigždžių stebėjimą padaro neįmanomu; todėl iš tikrųjų stebimų žvaigždžių ir kitų astronominių reiškinių (pavyzdžiui, meteorų) skaičius beveik visada yra mažesnis nei teoriškai tikimasi.

Ribinis dydis apibūdina, kaip tam tikro stebėjimo metu matomi silpni dangaus objektai. Kuo didesnis šis rodiklis, tuo silpnesni objektai gali būti stebimi. Taigi ribinis dydis yra gana paprastas „integralus“ indikatorius, apibūdinantis žvaigždėto dangaus stebėjimo sąlygas, todėl dažnai nurodomas astronominėse ataskaitose (pvz. "Lm ~ 4,5" reiškia, kad stebėjimo metu buvo matomi tik maždaug 4,5 balo ir ryškesni objektai). Tačiau reikia pažymėti, kad ribinis dydis šiuo atveju yra subjektyvus rodiklis, nes jis taip pat priklauso nuo stebėtojo regėjimo aštrumo, jo patirties ir kt.

Apytikslį mėgėjų stebėjimų ribinį dydį galima apskaičiuoti pažymint silpniausias matomas žvaigždes ir patikslinus jų dydį pagal atskaitos šaltinius. Tikslesniam įvertinimui naudojamas standartizuotuose dangaus regionuose matomų žvaigždžių skaičiaus skaičiavimas (jų ribos yra linijos tarp ryškių žvaigždžių): matomų žvaigždžių skaičius yra susietas su atitinkamu ribiniu dydžiu . Labai pageidautina tiksliausiai nustatyti ribinį žvaigždžių dydį vizualinių stebėjimų metu, pavyzdžiui, stebint meteorus, kad vėliau būtų galima analizuoti meteorų lietaus aktyvumą.

Ceteris paribus, ribinis dydis didėja (stebimų objektų skaičius didėja) stebint toli nuo miesto apšvietimo, kai didėja stebėtojo aukštis virš jūros lygio, taip pat stebint esant sausam orui ar sausam klimatui.

Stebėjimo instrumentų charakteristikos

Teleskopų naudojimas leidžia stebėti objektus, kurie yra mažiau ryškūs nei tie, kurie matomi plika akimi. Objektų, kuriuos galima stebėti per teleskopą, ribojamas žvaigždžių dydis dažnai vadinamas prasiskverbimo galia ir yra svarbi jo savybė. Paprastai jis pateikiamas techninėse specifikacijose arba gali būti apskaičiuojamas naudojant daugybę formulių.

Šaltiniai

Parašykite apžvalgą apie straipsnį "Ribojamas dydis"

Nuorodos

• (rusų kalba). imo.net. Žiūrėta 2015 m. sausio 2 d.
• (Anglų) . cruxis.com. Žiūrėta 2015 m. sausio 2 d.

Ištrauka, apibūdinanti ribinį dydį

Rugpjūčio 26 d., tą pačią Borodino mūšio dieną, Ana Pavlovna surengė vakarą, kurio gėle turėjo tapti vyskupo laiško, parašyto siunčiant valdovui šv. Sergijaus paveikslą, skaitymas. Šis laiškas buvo gerbiamas kaip patriotinės dvasinės iškalbos pavyzdys. Jį turėjo perskaityti pats kunigaikštis Vasilijus, garsėjęs savo skaitymo menu. (Jis skaitė ir pas imperatorę.) Skaitymo menas buvo laikomas garsiu, melodingu, tarp beviltiško kaukimo ir švelnaus murmėjimo, lieti žodžius, visiškai neatsižvelgiant į jų prasmę, todėl visai atsitiktinai užkliuvo kauksmas. žodis, ant kitų – ūžesys. Šis skaitymas, kaip ir visi Anos Pavlovnos vakarai, turėjo politinę reikšmę. Šį vakarą turėjo būti keli svarbūs asmenys, kurie turėjo gėdytis savo kelionių į prancūzų teatrą ir įkvėpti patriotinės nuotaikos. Jau buvo susirinkę nemažai žmonių, bet Ana Pavlovna dar nematė visų jai reikalingų žmonių salone, todėl dar nepradėdama skaityti pradėjo bendrus pokalbius.
Tos dienos naujiena Sankt Peterburge buvo grafienės Bezukhovos liga. Prieš kelias dienas grafienė staiga susirgo, praleido keletą susitikimų, kurių puošmena ji buvo, ir girdėjosi, kad ji nieko nepriėmė, o vietoj dažniausiai ją gydusių garsių Peterburgo gydytojų patikėjo kažkoks italų gydytojas, kuris ją gydė kažkokiu nauju ir nepaprastu būdu.
Visi puikiai žinojo, kad mielosios grafienės liga kilo dėl nepatogumų tuoktis iš karto du vyrus, o italo gydymas buvo toks, kad pašalintų šiuos nepatogumus; bet Anos Pavlovnos akivaizdoje ne tik niekas nedrįso apie tai pagalvoti, bet tarsi niekas to net nežinojo.
- On dit que la pauvre comtesse est tres mal. Le medecin dit que c "est l" angina pectorale. [Sako, vargšė grafienė labai bloga. Gydytojas pasakė, kad tai krūtinės liga.]
- L "angine? O, c" est une maladie baisi! [Krūtinės liga? O, tai baisi liga!]
- Ant dit que les rivaux se sont susitaiko malone a l "angine... [Sako, kad varžovai susitaikė dėl šios ligos.]
Žodis angina buvo kartojamas su dideliu malonumu.
- Le vieux comte est touchant a ce qu "on dit. Il a pleure comme un enfant quand le medecin lui a dit que le cas etait vaaraeux. [Senasis grafas labai jaudina, sako jie. Jis verkė kaip vaikas, kai gydytojas pasakė, kad pavojingas atvejis.]
O, ce serait une perte baisu. C "est une femme ravissante. [O, tai būtų didelė netektis. Tokia miela moteris.]
- Vous parlez de la pauvre comtesse, - tarė Ana Pavlovna priėjusi. - J "ai envoye savoir de ses nouvelles. On m" a dit qu "elle allait un peu mieux. O, sans doute, c" est la plus charmante femme du monde, - šypsodamasi per entuziazmą pasakė Anna Pavlovna. - Nous appartenons a des camps differents, mais cela ne m "empeche pas de l" estimer, comme elle le merite. Elle est bien malheureuse, [Tu kalbi apie vargšę grafienę... Nusiunčiau sužinoti apie jos sveikatą. Man buvo pasakyta, kad jai šiek tiek geriau. O, be jokios abejonės, tai pati gražiausia moteris pasaulyje. Priklausome skirtingoms stovykloms, bet tai netrukdo man ją gerbti pagal jos nuopelnus. Ji tokia nelaiminga.] Ana Pavlovna pridūrė.
Manęs, kad šiais žodžiais Anna Pavlovna šiek tiek praskleidė paslapties šydą dėl grafienės ligos, vienas neatsargus jaunuolis leido sau išreikšti nuostabą, kad nebuvo iškviesti garsūs gydytojai, o grafienę gydo pavojingų priemonių galintis duoti šarlatanas.
„Vos informations peuvent etre meilleures que les miennes“, – netikėtai nepatyrusiam jaunuoliui nuodingai rėžė Anna Pavlovna. Mais je sais de bonne source que ce medecin est un homme tres savant et tres habile. C "est le medecin intime de la Reine d" Espagne. [Jūsų naujienos gali būti tikslesnės nei mano... bet iš gerų šaltinių žinau, kad šis gydytojas yra labai išsilavinęs ir sumanus žmogus. Tai Ispanijos karalienės gyvenimo gydytojas.] - Ir taip sunaikindama jaunuolį, Anna Pavlovna kreipėsi į Bilibiną, kuris kitu ratu, paėmęs odą ir, matyt, ruošiasi ją ištirpdyti, sakyti un mot, prabilo. apie austrus.

Netgi nuo astronomijos nutolę žmonės žino, kad žvaigždės turi skirtingą spindesį. Ryškiausios žvaigždės lengvai matomos pernelyg eksponuotame miesto danguje, o silpniausios žvaigždės vos matomos idealiomis žiūrėjimo sąlygomis.

Norėdami apibūdinti žvaigždžių ir kitų dangaus kūnų (pavyzdžiui, planetų, meteorų, Saulės ir Mėnulio) ryškumą, mokslininkai sukūrė žvaigždžių dydžių skalę.

Tariamas dydis(m; dažnai vadinamas tiesiog "dydžiu") rodo spinduliavimo srautą šalia stebėtojo, ty stebimą dangaus šaltinio ryškumą, kuris priklauso ne tik nuo tikrosios objekto spinduliuotės galios, bet ir nuo atstumo iki jo. .

Tai bematis astronominis dydis, apibūdinantis apšvietimą, kurį sukuria šalia stebėtojo esantis dangaus objektas.

apšvietimas- šviesos kiekis, lygus šviesos srauto, patenkančio į mažą paviršiaus plotą, ir jo ploto santykiui.
Apšvietimo vienetas Tarptautinėje vienetų sistemoje (SI) yra liuksas (1 liuksas = 1 liumenas kvadratiniam metrui), CGS (centimetras-gramas-sekundė) - nuotrauka (viena foto lygi 10 000 liuksų).

Apšvietimas yra tiesiogiai proporcingas šviesos šaltinio šviesos intensyvumui. Šaltiniui tolstant nuo apšviečiamo paviršiaus, jo apšvietimas mažėja atvirkščiai proporcingai atstumo kvadratui (atvirkštinio kvadrato dėsnis).

Subjektyviai matomas žvaigždžių dydis suvokiamas kaip spindesys (taškiniams šaltiniams) arba ryškumas (išplėstiniams).

Šiuo atveju vieno šaltinio ryškumas nurodomas lyginant jį su kito, kaip standartinio, ryškumu. Tokie standartai dažniausiai yra specialiai parinktos nekintamos žvaigždės.

Iš pradžių dydis buvo įvestas kaip tariamo žvaigždžių ryškumo optiniame diapazone indikatorius, tačiau vėliau jis buvo išplėstas į kitus spinduliuotės diapazonus: infraraudonųjų, ultravioletinių.

Taigi, tariamasis žvaigždės dydis m arba spindesys yra apšvietimo E matas, kurį sukuria šaltinis, statmenas jo spinduliams stebėjimo vietoje.

Istoriškai viskas prasidėjo daugiau nei prieš 2000 metų, kai senovės graikų astronomas ir matematikas Hiparchas(II a. pr. Kr.) akimis matomas žvaigždes suskirstė į 6 dydžius.

Hiparchas ryškiausioms žvaigždėms priskyrė pirmąjį dydį, o blausiausioms, vos matomoms akiai – šeštą, o likusias tolygiai paskirstė tarp tarpinių dydžių. Be to, Hiparchas suskirstė į dydžius taip, kad 1-ojo didumo žvaigždės atrodė ryškesnės nei 2-ojo didumo žvaigždės, kaip ir ryškesnės už 3-ojo didumo žvaigždes ir tt Tai yra, nuo gradacijos iki gradacijos. , žvaigždžių šviesumas pasikeitė vienu ir tuo pačiu dydžiu.

Kaip vėliau paaiškėjo, tokios skalės ryšys su realiais fizikiniais dydžiais yra logaritminis, nes tiek pat kartų ryškumo pokytį akis suvokia kaip pokytį tokiu pat dydžiu - empirinis psichofiziologinis Weberio-Fechnerio dėsnis, pagal kurią jutimo intensyvumas yra tiesiogiai proporcingas dirgiklio intensyvumo logaritmui.

Taip yra dėl žmogaus suvokimo ypatumų, pavyzdžiui, jei sietynoje paeiliui užsidega 1, 2, 4, 8, 16 identiškų lempučių, tada mums atrodo, kad apšvietimas kambaryje padidėja tiek pat Laikas. Tai reiškia, kad įjungiamų lempučių skaičius turėtų padidėti tiek pat kartų (pavyzdyje - du kartus), kad mums atrodytų, kad ryškumo padidėjimas yra pastovus.

Pojūčio E stiprumo logaritminė priklausomybė nuo fizinio dirgiklio P intensyvumo išreiškiama formule:

E = k log P + a, (1)

kur k ir a yra tam tikros tam tikros jutimo sistemos nustatytos konstantos.

viduryje – XIX a Anglų astronomas Normanas Pogsonas formalizavo žvaigždžių dydžių skalę, kuri atsižvelgė į psichofiziologinį regėjimo dėsnį.

Remdamasis faktiniais stebėjimais, jis teigė, kad

PIRMO DYDŽIO ŽVAIGŽDĖ YRA LYGIAI 100 KARTŲ ryškesnė UŽ ŠEŠTOS VERTĖS ŽVAIGŽDĘ.

Šiuo atveju, pagal (1) išraišką, tariamasis žvaigždžių dydis nustatomas pagal lygybę:

m = -2,5 lg E + a, (2)

2,5 - Pogsono koeficientas, minuso ženklas - duoklė istorinei tradicijai (ryškesnės žvaigždės turi mažesnį, įskaitant neigiamą, dydį);
a yra žvaigždžių dydžių skalės nulinis taškas, nustatytas tarptautiniu susitarimu, susijusiu su matavimo skalės bazinio taško parinkimu.

Jei E 1 ir E 2 atitinka žvaigždžių dydžius m 1 ir m 2, tada iš (2) išplaukia, kad:

E 2 /E 1 \u003d 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Sumažėjus dydžiui vienu m1 – m2 = 1, apšvietimas E padidėja maždaug 2,512 karto. Kai m 1 - m 2 = 5, o tai atitinka intervalą nuo 1 iki 6 dydžio, apšvietimo pokytis bus E 2 /E 1 =100.

Pogsono formulė jos klasikine forma nustato ryšį tarp tariamų žvaigždžių dydžių:

m 2 - m 1 \u003d -2,5 (lgE 2 - lgE 1) (4)

Ši formulė leidžia nustatyti žvaigždžių dydžių skirtumą, bet ne pačius dydžius.

Norint jį naudoti absoliučiai skalei sudaryti, būtina nustatyti nulinis taškas yra ryškumas, atitinkantis nulinį dydį (0 m). Pirma, Vegos ryškumas buvo 0 m. Tada nulinis taškas buvo apibrėžtas iš naujo, tačiau vizualiniams stebėjimams Vega vis tiek gali tarnauti kaip nulinio tariamo žvaigždžių dydžio etalonas (pagal šiuolaikinę sistemą UBV sistemos V juostoje jo ryškumas yra +0,03 m, o tai nesiskiria nuo nulis iš akies).

Tačiau dažniausiai žvaigždžių dydžių skalės nulinis taškas sutartinai imamas iš visų žvaigždžių, kurių kruopšti fotometrija buvo atlikta įvairiais metodais.

Taip pat 0 m imamas tiksliai apibrėžtas apšvietimas, lygus energetinei vertei E \u003d 2,48 * 10 -8 W / m². Tiesą sakant, tai yra apšvietimas, kurį astronomai nustato stebėjimų metu, ir tik tada jis yra specialiai paverčiamas žvaigždžių dydžiais.

Jie tai daro ne tik todėl, kad „tai labiau pažįstama“, bet ir todėl, kad dydis pasirodė labai patogus.

dydis pasirodė labai patogi sąvoka

Matuoti apšvietimą vatais kvadratiniam metrui yra itin sudėtinga: Saulės vertė yra didelė, o silpnoms teleskopinėms žvaigždėms – labai maža. Tuo pačiu metu daug lengviau valdyti dydžius, nes logaritminė skalė yra ypač patogi norint rodyti labai didelius dydžių diapazonus.

Pogsono formalizavimas vėliau tapo standartiniu dydžių įvertinimo metodu.

Tiesa, šiuolaikiniai mastai jau neapsiriboja šešiais dydžiais ar tik matoma šviesa. Labai ryškūs objektai gali turėti neigiamą dydį. Pavyzdžiui, Sirijaus, ryškiausios žvaigždės dangaus sferoje, dydis yra minus 1,47 m. Šiuolaikinė skalė taip pat leidžia gauti Mėnulio ir Saulės vertę: pilnatis yra -12,6 m, o Saulė - -26,8 m. Hablo orbitinis teleskopas gali stebėti objektus, kurių šviesumas siekia apie 31,5 m.

dydžių skalė
(mastas yra atvirkštinis: mažesnės reikšmės atitinka ryškesnius objektus)

Tariami kai kurių dangaus kūnų žvaigždžių dydžiai

Sekmadienis: -26.73
Mėnulis (pilnatis): -12.74
Venera (esant maksimaliam ryškumui): -4,67
Jupiteris (esant maksimaliam ryškumui): -2,91
Sirijus: -1.44
Vega: 0,03
Blyškiausios plika akimi matomos žvaigždės: apie 6,0
Saulė iš 100 šviesmečių: 7.30
„Proxima Centauri“: 11.05
Ryškiausias kvazaras: 12.9
Silpniausi objektai, nufotografuoti Hablo kosminiu teleskopu: 31.5

Dangaus objektas (atitinka silpniausiai matomus objektus), kurį galima stebėti plika akimi arba naudojant vieną ar kitą optinį instrumentą. Ši sąvoka naudojama stebėjimo (taip pat ir mėgėjų) astronomijoje dangaus būklei ir stebėjimo sąlygoms įvertinti, taip pat yra viena iš teleskopų ir kitų optinių astronominių prietaisų charakteristikų.

Stebėjimo astronomijoje

Vidutiniškai idealiomis stebėjimo sąlygomis (giedras dangus, be apšvietimo) plika akimi pasiekiami objektai, kurių dydis yra iki 6 m. daugiau nei stebimas objektas mažiaušviesus). Tačiau tokie veiksniai kaip astroklimatas, dirbtinis (miesto) ar natūralus (pavyzdžiui, iš Mėnulio pagrindinėje fazėje) apšvietimas, neoptimali atmosferos būklė, didelė drėgmė, silpnų žvaigždžių stebėjimą padaro neįmanomu; todėl iš tikrųjų stebimų žvaigždžių ir kitų astronominių reiškinių (pavyzdžiui, meteorų) skaičius beveik visada yra mažesnis nei teoriškai tikimasi.

Ribinis dydis apibūdina, kaip tam tikro stebėjimo metu matomi silpni dangaus objektai. Kuo didesnis šis rodiklis, tuo silpnesni objektai gali būti stebimi. Taigi ribinis dydis yra gana paprastas „integralus“ indikatorius, apibūdinantis žvaigždėto dangaus stebėjimo sąlygas, todėl dažnai nurodomas astronominėse ataskaitose (pvz. "Lm ~ 4,5" reiškia, kad stebėjimo metu buvo matomi tik maždaug 4,5 balo ir ryškesni objektai). Tačiau reikia pažymėti, kad ribinis dydis šiuo atveju yra subjektyvus rodiklis, nes jis taip pat priklauso nuo stebėtojo regėjimo aštrumo, jo patirties ir kt.

Apytikslį mėgėjų stebėjimų ribinį dydį galima apskaičiuoti pažymint silpniausias matomas žvaigždes ir patikslinus jų dydį pagal atskaitos šaltinius. Tikslesniam įvertinimui naudojamas standartizuotuose dangaus regionuose matomų žvaigždžių skaičiaus skaičiavimas (jų ribos yra linijos tarp ryškių žvaigždžių): matomų žvaigždžių skaičius yra susietas su atitinkamu ribiniu dydžiu . Labai pageidautina tiksliausiai nustatyti ribinį dydį atliekant vizualinius stebėjimus, pavyzdžiui, atliekant meteorų stebėjimus, kad vėliau būtų galima analizuoti meteorų lietaus aktyvumą.

Ceteris paribus, ribinis dydis didėja (stebimų objektų skaičius didėja) stebint toli nuo miesto apšvietimo, kai didėja stebėtojo aukštis virš jūros lygio, taip pat stebint esant sausam orui ar sausam klimatui.

Stebėjimo instrumentų charakteristikos

Teleskopų naudojimas leidžia stebėti objektus, kurie yra mažiau ryškūs nei tie, kurie matomi plika akimi. Objektų, kuriuos galima stebėti per teleskopą, ribojamas žvaigždžių dydis dažnai vadinamas prasiskverbimo galia ir yra svarbi jo charakteristika. Paprastai jis pateikiamas techninėse specifikacijose arba gali būti apskaičiuojamas naudojant daugybę formulių.