Pokud zvednete hlavu za jasné bezmračné noci, můžete vidět spoustu hvězd. Tolik, že se zdá, že se to nedá vůbec spočítat. Ukazuje se, že okem viditelná nebeská tělesa se stále počítají. Je jich asi 6 tisíc. To je celkový počet pro severní i jižní polokouli naší planety. V ideálním případě bychom ty a já, kteří jsme například na severní polokouli, měli vidět asi polovinu jejich celkového počtu, konkrétně někde kolem 3 tisíc hvězd.
Myriad zimních hvězd
Bohužel je téměř nemožné vzít v úvahu všechny dostupné hvězdy, protože to bude vyžadovat podmínky s dokonale průhlednou atmosférou a úplnou absenci jakýchkoli světelných zdrojů. I když se za hluboké zimní noci ocitnete na otevřeném poli daleko od městského světla. Proč v zimě? Ano, protože letní noci jsou mnohem jasnější! Je to dáno tím, že Slunce nezapadá hluboko pod obzor. Ale ani v tomto případě nebude našemu oku k dispozici více než 2,5–3 tisíce hvězd. Proč tomu tak je?
Jde o to, že žákLidské oko, pokud si ho představíme jako optický přístroj, sbírá určité množství světla z různých zdrojů. V našem případě jsou zdrojem světla hvězdy. Kolik jich uvidíme přímo závisí na průměru čočky optického zařízení. Čočka dalekohledu nebo dalekohledu má přirozeně větší průměr než zornice oka. Proto bude shromažďovat více světla. Výsledkem je, že pomocí astronomických přístrojů lze vidět mnohem větší počet hvězd.
Hvězdné nebe očima Hipparcha
Samozřejmě jste si všimli, že hvězdy se liší jasností nebo, jak říkají astronomové, zdánlivou brilancí. V dávné minulosti na to lidé také dbali. Starověký řecký astronom Hipparchos rozdělil všechna viditelná nebeská tělesa do hvězdných velikostí, které mají třídy VI. Nejjasnější z nich „vydělaly“já a ty nejvýraznější označil za hvězdy kategorie VI. Zbytek byl rozdělen do středních tříd.
Později se ukázalo, že různé hvězdné velikosti mají mezi sebou nějaké algoritmické spojení. A zkreslení jasu ve stejném počtu časů vnímá naše oko jako odstranění na stejnou vzdálenost. Tak se stalo známým, že záření hvězdy kategorie I je jasnější než záření kategorie II asi 2,5krát.
Hvězda třídy II je jasnější než třída III stejným počtemkrát a nebeské těleso třídy III je jasnější než IV. V důsledku toho se rozdíl mezi záři hvězd I a VI magnitudy liší 100krát. Nebeská tělesa kategorie VII jsou tedy za prahem lidského zraku. Je důležité vědět, že hvězdavelikost není velikost hvězdy, ale její zdánlivá zář.
Co je absolutní velikost?
Hvězdné velikosti jsou nejen viditelné, ale také absolutní. Tento termín se používá, když je potřeba porovnat dvě hvězdy mezi sebou podle jejich svítivosti. Za tímto účelem je každá hvězda uváděna v konvenčně standardní vzdálenosti 10 parseků. Jinými slovy, toto je velikost hvězdného objektu, který by měl, kdyby byl ve vzdálenosti 10 pc od pozorovatele.
Například magnituda našeho Slunce je -26,7. Ale ze vzdálenosti 10 KS by naše hvězda byla sotva viditelným objektem páté magnitudy. Z toho vyplývá: čím vyšší je svítivost nebeského objektu, nebo, jak se říká, energie, kterou hvězda vyzáří za jednotku času, tím je pravděpodobnější, že absolutní velikost objektu bude mít zápornou hodnotu. A naopak: čím nižší svítivost, tím vyšší budou kladné hodnoty objektu.
Nejjasnější hvězdy
Všechny hvězdy mají různou zjevnou brilanci. Některé jsou o něco jasnější než první velikost, ta druhá je mnohem slabší. S ohledem na to byly zavedeny zlomkové hodnoty. Pokud je například zdánlivá hvězdná velikost ve své brilanci někde mezi kategoriemi I a II, pak je považována za hvězdu třídy 1, 5. Jsou zde i hvězdy s magnitudami 2, 3…4, 7… atd. Například Procyon, který je součástí rovníkového souhvězdí Canis Minor, je nejlépe vidět po celém Rusku v lednu nebo únoru. Její zdánlivý jas je 0,4.
Je pozoruhodné, že jámagnituda je násobkem 0. Téměř přesně tomu odpovídá pouze jedna hvězda – jedná se o Vegu, nejjasnější hvězdu v souhvězdí Lyry. Jeho jasnost je přibližně 0,03 magnitudy. Existují však svítidla, která jsou jasnější než ona, ale jejich velikost je záporná. Například Sirius, který lze pozorovat ve dvou hemisférách najednou. Jeho svítivost je -1,5 magnitudy.
Záporné hvězdné velikosti jsou přiřazeny nejen hvězdám, ale také dalším nebeským objektům: Slunci, Měsíci, některým planetám, kometám a vesmírným stanicím. Existují však hvězdy, které dokážou změnit svou jasnost. Mezi nimi je mnoho pulzujících hvězd s proměnnými amplitudami jasnosti, ale existují i takové, u kterých lze současně pozorovat několik pulzací.
Měření hvězdných velikostí
V astronomii se téměř všechny vzdálenosti měří geometrickou stupnicí hvězdných velikostí. Fotometrická metoda měření se používá na velké vzdálenosti a také v případě, že potřebujete porovnat svítivost předmětu s jeho zdánlivým jasem. V zásadě je vzdálenost k nejbližším hvězdám určena jejich roční paralaxou - hlavní poloosa elipsy. Kosmické družice vypuštěné v budoucnu zvýší vizuální přesnost snímků alespoň několikrát. Bohužel se stále používají jiné metody pro vzdálenosti větší než 50–100 PC.
Výlet do vesmíru
V dávné minulosti byla všechna nebeská tělesa a planety mnohem menší. Například naše Země měla kdysi velikost Venuše a ještě dříve velikost Marsu. Před miliardami let pokrývaly všechny kontinenty naši planetu souvislou kontinentální kůrou. Později se velikost Země zvětšila a kontinentální desky se rozestoupily a vytvořily oceány.
Všechny hvězdy s příchodem „galaktické zimy“zvýšily teplotu, svítivost a velikost. Míra hmotnosti nebeského tělesa (například Slunce) se také zvyšuje s časem. To však bylo extrémně nerovnoměrné.
Zpočátku byla tato malá hvězda, stejně jako každá jiná obří planeta, pokryta pevným ledem. Později se hvězda začala zvětšovat, dokud nedosáhla kritické hmotnosti a přestala růst. To je způsobeno skutečností, že hvězdy po příští galaktické zimě pravidelně zvyšují svou hmotnost a během období mimo sezónu klesají.
Celá sluneční soustava rostla spolu se Sluncem. Bohužel ne všechny hvězdy budou moci jít touto cestou. Mnoho z nich zmizí v hlubinách jiných, hmotnějších hvězd. Nebeská tělesa se otáčejí po galaktických drahách a postupně se přibližují k samému středu a zhroutí se na jednu z nejbližších hvězd.
Galaxy je superobří hvězdo-planetární systém, který vznikl z trpasličí galaxie, která vznikla z menší kupy, která se vynořila z více planetárního systému. Ten druhý pochází ze stejného systému jako ten náš.
Omezující velikost hvězdičky
Nyní již není tajemstvím, že čím průhlednější a tmavší je obloha nad námi, tím více hvězd nebo meteorů můžete vidět. Limitní hvězdavelikost je charakteristika, kterou lze lépe určit nejen díky průhlednosti oblohy, ale také díky vidění pozorovatele. Záření nejslabší hvězdy člověk vidí jen na obzoru, periferním viděním. Je však třeba zmínit, že toto je individuální kritérium pro každého. Ve srovnání s vizuálním pozorováním z dalekohledu je podstatný rozdíl v typu přístroje a průměru jeho čočky.
Síla průniku dalekohledu s fotografickou deskou zachycuje záření matných hvězd. Moderní dalekohledy mohou pozorovat objekty se svítivostí 26–29 magnitud. Pronikavost zařízení závisí na mnoha dalších kritériích. Mezi nimi kvalita obrazu nemá malý význam.
Velikost snímku hvězdy přímo závisí na stavu atmosféry, ohniskové vzdálenosti čočky, emulzi a době vyhrazené pro expozici. Nejdůležitějším ukazatelem je však jas hvězdy.
