Мапи зоряного неба. Мапи зоряного неба у формі прямокутника є пев-ною проекцією небесної сфери на площину, на якій позначені екваторіальні координати δ, α, що, як ви вже знаєте, не залежать від місця спостереження на Землі й майже не змінюються протягом року, тому мапою зоряного неба можна користуватись у будь-якій країні. Зауважимо, що через тисячі років екваторіальні координати зір можуть суттєво змінитися, бо змінюється із часом положення небесного екватора та полюсів світу, до того ж зорі обертаються навколо центрів зоряних скупчень.

Сузір’я. На мапах видно, що небесна сфера розділена на окремі ділянки — сузір’я. Сузір’я — це пам’ятки стародавньої культури людства,

його міфів, його першого інтересу до зір. Історикам астрономії та міфології вони допомагають зрозуміти спосіб життя й мислення стародавніх людей. Наукового значення групування зір у сузір’ях не має. Сучасним астрономам сузір’я допомагають орієнтуватися на небі й швидко визначати положення об’єктів. Міжнародним астрономічним союзом у 1922 р. все небо розділене на 88 сузір’їв. Надалі ці межі й назви сузір’їв вирішено вважати незмінними, так само як і назви яскравих зір (мал. 192).

Українські назви зір і сузір’їв здебільшого є перекладами грецьких або латинських назв. Нарівні з ними щодо окремих сузір’їв в Україні вживаються народні назви. Так, Велика Ведмедиця — це «Великий Віз (Ківш)», Мала Ведмедиця — «Малий Віз», Кассіопея — «Борона» чи «Пасіка», Дельфін — «Криниця», пояс Оріона — «Косарі», Орел — «Дівчина з відрами», зоряне скупчення Гіади, що утворюють голову Тельця, — «Чепіги», а зоряне скупчення Плеяди — «Стожари». Ну, і назва нашої Галактики — Чумацький Шлях.

Зір, що їх можна побачити неозброєним оком, із поверхні Землі близько 6000. Більшість їхніх назв, які використовуються й сьогодні, — це спадок від давніх греків. Наприклад, назва найближчої до нас зорі Про-ксима перекладається з грецької як «найближча».

Видима зоряна величина. Формула Погсона. На початку XVII ст. німецький астроном Йоганн Байєр (1572-1625) позначив у своєму зоряному атласі зорі в сузір’ях літерами грецької абетки α (альфа), β (бета), γ (гамма) і т. д. в міру зменшення їхньої яскравості.

Неозброєним оком помітно, що одні зорі дуже яскраві й чітко виділяються поміж інших, інші — менш яскраві, а є й дуже слабкі, ледве по

мітні неозброєним оком. Більшість зір доступна для спостережень лише в телескоп. Тому як окомірну оцінку світлової енергії, яка надходить від світил, взято спеціальну зоряну шкалу величин, започатковану видатним давньогрецьким астрономом Гіппархом (ІІ ст. до н. е.). Гіппарх розділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних класів — 6 зоряних величин. Найяскравіші зорі Гіппарх назвав зорями 1-ї величини, менш яскраві — зорями 2-ї величини і т. д., а ледь помітні — зорями 6-ї величини.

Видима зоряна величина, т (перша літера слова magnitude — величина) — безрозмірна величина, яка характеризує яскравість (блиск) небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Що яскравіший об’єкт, то меншою є його видима зоряна величина.

Слово «видима» в назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається із Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини.

Зоряні величини позначають як степінь справа вгорі від цифри, яка вказує її числове значення. Наприклад, 5“ означає, що зоря має 5-у зоряну величину. Дуже яскраві небесні світила мають від’ємну зоряну величину.

Коли в першій половині XIX ст. винайшли оптичні прилади для кількісного порівняння інтенсивності світла зір (фотометри), з’ясувалося, що за різниці в одну зоряну величину блиск зір різниться приблизно у 2,5 раза. Така співзалежність не випадкова, а є наслідком сприйняття світла оком, — окремий випадок більш загального психофізіологічного закону, що описує сприйняття різних фізичних величин органами чуття людини: якщо інтенсивність якої-небудь фізичної величини зростає в геометричній прогресії, то її сприйняття (відчуття) зростає в арифметичній прогресії.

Цей закон справедливий, наприклад, для людського сприйняття гучності звуку, інтенсивності світла, сили механічного навантаження. Тому освітленість Е, яку створює світловий потік від зорі 1^т, насправді у 2,512 раза більша, ніж від зорі 2^т, у (2,512)² раза більша, ніж від зорі 3“, і т. д. Тобто освітленість (подразнення очей) змінюється в геометричній прогресії, але ми відчуваємо зміну блиску (зоряної величини) в арифметичній прогресії.

Оскільки різниця блиску двох зір

= 2,5⁵ = 97,66, тобто майже 100, то англійський астроном Норман Погсон у 1856 р. запропонував вважати, що різниця в п’ять зоряних величин (Δ“ = 5“) означає різницю блиску рівно в 100 разів.

Прологарифмуємо рівність 100 = х⁵. Маємо lg 100 = 2 = 5 lg х, звідки lg х = 0,4 і х = 2,512. Отже, блиск двох об’єктів з довільними зоряними

величинами т_г і т₂ відрізняється в

Цю закономірність узагальнює формула Погсона:

Абсолютна зоряна величина. Визначення відстаней до небесних тіл.

Видима зоряна величина не дає інформації про справжню потужність джерела світла (наприклад, близька свічка краще освітлює текст, ніж далека електрична лампочка). Тому для характеристики зір введено абсолютну зоряну величину.

Абсолютна зоряна величина, М — це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 парсек (32,6 світлових роки).

У визначенні цього поняття застосовують термін парсек (пк) та світловий рік (св. р.). З’ясуємо, що це таке і як визначають відстані до небесних світил в астрономії.

Розглянемо малюнок 193. Нехай світило перебуває у точці 1. Проведемо до світила дві лінії: із центра Землі і з точки на її поверхні. Відомою величиною (базисом) є радіус Землі.

Кут між напрямком на світило з центра Землі і напрямком на світило з якої-небудь точки на земній поверхні, називається добовим паралаксом світила р.

Інакше — це кут, під яким зі світила був би видний радіус Землі в місці спостереження. Для світила в зеніті р = 0. Якщо світило на горизонті (точка 2), то добовий паралакс максимальний і називається горизонтальним паралаксом р₀.

Відстані до тіл Сонячної системи можуть бути обчислені за допомогою їх горизонтальних екваторіальних паралаксів. Якщо R₀ — екваторіальний радіус Землі, то

відстань від центра Землі до світила.

Оскільки паралакси дуже малі для усіх тіл, окрім Місяця, то це дає змогу замість синусів кутів брати значення самих кутів. Тоді

де р₀ у кутових секундах.

Відстані до близьких зір визначають за допомогою вимірювання їхнього річного паралакса (мал. 194). У цьому випадку використовують як базис велику піввісь орбіти Землі, вона ж є середньою відстанню від Землі до Сонця, яка дорівнює 149 597 870,7 км. Спостерігаючи одну й ту саму зорю з інтервалом у півроку, визначають зміщення зорі на тлі далеких «нерухомих» зір.

Кут, під яким із зорі був би видний середній радіус земної орбіти (а), за умови, що напрямок на зорю перпендикулярний до радіуса, називається річним паралаксом зорі π.

Далі діють так, як і в разі вимірювання відстаней методом горизонтального паралакса,

Оскільки відстані між астрономічними об’єктами дуже великі, то користуватися звичними одиницями довжини (метр, кілометр) не зручно. Тому в астрономії використовують власні одиниці для вимірювання відстаней: астрономічну одиницю (а. о.), що дорівнює середній відстані Землі від Сонця (1 а. о. = 149 597 870,7 км);

парсек (пк), від слів «паралакс» і «секунда» — відстань, з якої середній радіус земної орбіти видно під кутом 1" (секунда дуги).

Інколи використовують одиницю довжини — світловий рік (св. р.). Це така відстань, яку проходить світло за один рік, поширюючись зі швидкістю

Абсолютна і відносна зоряні величини пов’язані рівністю:

М = m + 5 + 5 lg π, де значення річного паралаксу π подано в секундах дуги.

Послідовність зір за видимою зоряною величиною має такий вигляд: Сонце, Сиріус, Арктур, Вега, Капелла, Альтаїр. А якби усі ці зорі розташовувалися на відстані 10 пк, то послідовність найяскравіших зір (за абсолютною зоряною величиною) була б іншою: Капелла, Арктур, Вега, Сиріус, Альтаїр, Сонце.

Знаючи відстань до зорі, тобто її абсолютну зоряну величину, можна встановити повну кількість енергії, яку зоря випромінює з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Цю величину називають світністю L зорі. Зазвичай світність зорі виражають в одиницях світності Сонця, тобто L_q.

Позначивши потужність випромінювання зорі як І, а потужність випромінювання Сонця І . виразимо світність зорі:

Взявши до уваги формулу Погсона, отримаємо залежність:

Каталоги небесних об’єктів. Каталоги — це астрономічні ресурси, що вміщують дуже важливу інформацію, систематизовану за певними параметрами. Нині в астрономії існує багато різних каталогів, де вміщено інформацію про один певний тип небесних об’єктів (наприклад, галактики) чи про різні космічні тіла, але спостережувані в якомусь одному діапазоні спектра електромагнітного випромінювання.

До того ж найважливіші каталоги укладають, а отже й публікують у цифровому форматі, та, що дуже важливо, передають на зберігання в Міжнародний центр астрономічних даних у Страсбурзі. Тож будь-хто з науковців, якщо треба, може звернутися до цього сховища й отримати потрібну для його роботи інформацію з відповідного каталогу.

ЗНАЮ, вмію, розумію

1. Назвіть характерні сузір’я зоряного неба.

2. Яку систему небесних координат використовують для побудови мап зоряного неба. Чому?

3. У чому полягає відмінність між видимою й абсолютною зоряними величинами?

4. Сформулюйте означення добового та річного паралаксів. Поясніть суть вимірювання відстаней методом річного паралакса.

ВПРАВА 35

1. Визначте за зоряною картою координати таких зір: α Терезів; β Персея; γ Оріона; β Ліри.

2. Знайдіть на зоряній карті й назвіть об’єкти, які мають такі координати:

3. Обчисліть абсолютну зоряну величину Сонця М_о, якщо його видима зоряна величина m_Q становить -26,78^m, а відстань r від Землі до Сонця дорівнює 1 а. о.

4. Річний паралакс Сиріуса дорівнює 0",37, а річний паралакс Веги — 0",12. Виразіть відстань до цих зір у парсеках, у світлових роках, в астрономічних одиницях і в кілометрах.

5. Діаметр Місяця становить 0,27 діаметра Землі. Нехтуючи відстанню між Землею та Місяцем, визначте горизонтальний паралакс Сонця для людини, яка перебуває на Місяці.

6. Знаючи, що горизонтальний добовий паралакс Місяця становить 57'2",7, а кутовий радіус Місяця дорівнює 15'32",6, визначте відстань до Місяця та його лінійний радіус, виражений у радіусах Землі, а також порівняйте площу поверхні й об’єм Місяця й Землі.

7. Річний паралакс Сонця — 8",8, а видимий радіус Сонця дорівнює 16Ί". У скільки разів радіус Сонця більший за радіус Землі? Скільки кілометрів становить діаметр Сонця?

8. Скільки часу потрібно зорельоту, швидкість якого становить

щоб долетіти

до Сонця, річний паралакс якого дорівнює 8",8?

9. Визначте абсолютну зоряну величину М і світність L зорі Сиріус, якщо її

10. Яка кількість зір 6-ї, 5-ї, 4-ї і 3-ї зоряних величин можуть дати стільки світла, скільки дає одна зоря 1-ї зоряної величини?

11. У скільки разів зорі 1-ї зоряної величини яскравіші за найслабкіші зорі, які можна спостерігати в телескоп у наш час, тобто зір 31-ї величини?

12. У деякої змінної зорі блиск змінюється від мінімуму до максимуму на 7 зоряних величин. У скільки разів зростає при цьому блиск зорі?

13. Якщо відстань до зорі 4-ї зоряної величини зменшити вдвічі, то в скільки разів і на скільки зоряних величин вона б стала здаватися яскравішою?

14. Зір 6^m на небі 2000. Скільки потрібно таких зір, щоб їх сумарне випромінювання зрівнялося з видимим випромінюванням Сиріуса?

15. На скільки зміниться зоряна величина зорі, якщо її наблизити на 40 % відстані? Якщо її віддалити на таку саму відстань?

16. Чи може людина з поверхні Місяця неозброєним оком побачити Чорне море?

 

 

Це матеріал з підручника Фізика і астрономія за 10 клас Засєкіна (профільний рівень)