характеристика зірок
Спостерігаючи за небом навіть неозброєним оком, можна відразу відзначити таку особливість зірок, як яскравість. Одні зірки дуже яскраві, інші - слабші. Без спеціальних приладів в ідеальних умовах видимості можна розглянути близько 6000 зірок. Завдяки бінокля або телескопа наші можливості значно зростають, ми можемо милуватися мільйонами зірок Чумацького Шляху і зовнішніх галактик.
Птолемей і "Альмагест"
Першу спробу скласти каталог зірок, грунтуючись на принципі ступеня їх світності, зробив еллінський астроном Гіппарх з Нікеї в II столітті до н.е. Серед його численних праць (на жаль, вони майже всі втрачені) фігурував і "Зоряний каталог", що містить опис 850 зірок, класифікованих за координатами і світності. Дані, зібрані Гиппархом, а він, крім цього, відкрив і явище прецесії, були опрацьовані та отримали подальший розвиток завдяки Клавдію Птолемею з Олександрії (Єгипет) в II в. н.е. Він створив фундаментальну опус "Альмагест" в тринадцяти книгах. Птолемей зібрав всі астрономічні знання того часу, класифікував їх і виклав в доступній та зрозумілій формі. В "Альмагест" увійшов і "Зоряний каталог". В його основу були покладені спостереження Гіппарха, зроблені чотири століття тому. Але "Зоряний каталог" Птолемея містив приблизно на тисячу зірок більше.
Каталогом Птолемея користувалися практичний всюди протягом тисячоліття. Він розділив зірки на шість класів за ступенем світності: найяскравіші були віднесені до першого класу, менш яскраві - до другого і так далі.
До шостого класу відносяться зірки, ледь помітні неозброєним оком. Термін "сила світіння небесних тіл", або "зоряна величина", використовується і в даний час для визначення міри блиску небесних тіл, причому не тільки зірок, але також туманностей, галактик та інших небесних явищ.
Зоряна величина в сучасній науці
В середині XIX ст. англійський астроном Норман Погсон удосконалив метод класифікації зірок за принципом світності, що існував з часів Гіппарха і Птолемея. Погсон врахував, що різниця в плані світності між двома класами становить 2,5 (наприклад, сила світіння зірки третього класу в 2,5 рази більше, ніж у зірки четвертого класу). Погсон ввів нову шкалу, за якою різниця між зірками першого і шостого класів становить 100 а 1. Таким чином, різниця в плані світності між кожним класом становить не 2,5, а 2,512 а 1. Якщо помножити цю цифру на п'ять, результат складе 100 . Це ставлення відповідає інтервалу в 5 зоряних величин.
Система, розроблена англійським астрономом, дозволила зберегти існуючу шкалу (поділ на шість класів), але надала їй максимальну математичну точність. Спочатку нуль - пункту для системи зоряних величин була обрана Полярна зірка, її зоряна величина відповідно до системи Птолемея була визначена в 2,12. Пізніше, коли з'ясувалося, що Полярна зірка є змінної, на роль нуль - пункту були умовно визначені зірки з постійними характеристиками. У міру вдосконалення технологій обладнання вчені змогли визначити зоряні величини з великою точністю, до десятих, а пізніше і до сотих одиниць (наприклад, зоряна величина Денеба - 1,25, Альдебарану - 0,85, Веги - 0,04). Зірки з великої світності можуть мати і негативну зоряну величину: Сіріус (-1,47), Канопус (-0,72), Артуро (-0,04).
Відносна і абсолютна зоряна величина
Зоряна величина, виміряна за допомогою спеціальних приладів, вмонтованих в телескоп (фотометрами), вказує, яка кількість світла зірки доходить до спостерігача на Землі. Світло долає відстань від зірки до нас, і, відповідно, чим далі розташована зірка, тим слабшою вона здається.
Тобто при визначенні зоряної величини необхідно брати до уваги відстань до зірки. В даному випадку мова йде про відносну зоряної величини. Вона залежить від відстані.
Є зірки дуже яскраві і дуже слабкі. Для порівняння яскравості зірок незалежно від їх відстані до Землі було введено поняття "абсолютна зоряна величина". Вона характеризує блиск зірки на певній відстані в 10 парсек. (1 парсек = 3,26 світлового року.) Для визначення абсолютної зоряної величини необхідно знати відстань до зірки.
Наступною важливою характеристикою зірки є її колір. Розглядаючи зірки навіть неозброєним оком, можна помітити, що не всі вони однакові.
Є блакитні, жовті, помаранчеві, червоні зірки, а не тільки білі. Колір зірок багато говорить астрономам, насамперед він залежить від температури поверхні зірки. Червоні зірки - найхолодніші, їх температура становить приблизно 2-3000 ° С. Жовті, як наше Сонце. мають середню температуру (5-6000 ° С). Найгарячіші - білі і блакитні зірки, їх температура становить 50-60 000 ° С і вище.
Якщо пропустити світло зірки через призму, ми отримаємо так званий спектр, він буде
Порівнюючи лінії в зоряному спектрі з лініями, виконаними в лабораторних умовах, можна визначити, які хімічні елементи входять до складу зірки. У спектрах основними є лінії водню і гелію, саме ці елементи становлять основну частину зірки. Але зустрічаються і елементи групи металів - залізо, кальцій, натрій і ін. В сонячному яскравому спектрі видно лінії майже всіх хімічних елементів.
Зірки народжуються, коли хмару, що складається в основному з міжзоряного газу і пилу, стискається й ущільнюється під дією власної гравітації. Вважається, що саме цей процес призводить до утворення зірок. За допомогою оптичних телескопів астрономи можуть побачити ці зони, вони схожі на темні плями на яскравому тлі. Їх називають "гігантськими комплексами молекулярних хмар".