หากคุณเงยหน้าขึ้นในคืนที่ท้องฟ้าปลอดโปร่ง คุณจะเห็นดวงดาวมากมาย มากมายจนนับไม่ถ้วน ปรากฎว่ายังคงนับเทห์ฟากฟ้าที่มองเห็นได้ด้วยตา มีประมาณ 6 พันตัว นี่คือจำนวนทั้งหมดสำหรับทั้งซีกโลกเหนือและซีกโลกใต้ของเรา ตามหลักการแล้ว คุณกับฉันซึ่งอยู่ในซีกโลกเหนือ ควรจะมองเห็นได้ประมาณครึ่งหนึ่งของจำนวนดาวทั้งหมด กล่าวคือมีดาวประมาณ 3 พันดวง
ดาวฤดูหนาวมากมาย
ขออภัย แทบจะเป็นไปไม่ได้เลยที่จะพิจารณาดาวที่มีอยู่ทั้งหมด เพราะสิ่งนี้จะต้องมีสภาวะที่มีบรรยากาศโปร่งแสงอย่างสมบูรณ์และไม่มีแหล่งกำเนิดแสงใดๆ ทั้งสิ้น แม้ว่าคุณจะพบว่าตัวเองอยู่ในทุ่งโล่งที่ห่างไกลจากแสงสีของเมืองในคืนฤดูหนาวที่มืดมิด ทำไมในฤดูหนาว? ใช่เพราะคืนฤดูร้อนสว่างกว่ามาก! นี่เป็นเพราะดวงอาทิตย์ไม่ได้ตกอยู่ใต้ขอบฟ้ามากนัก แต่ถึงกระนั้นในกรณีนี้ เราจะมองเห็นดาวได้ไม่เกิน 2.5–3 พันดวง ทำไมล่ะ
สิ่งนั้นคือลูกศิษย์หากเราจินตนาการว่าดวงตาของมนุษย์เป็นเครื่องมือเกี่ยวกับการมองเห็น จะรวบรวมแสงจำนวนหนึ่งจากแหล่งต่างๆ ในกรณีของเรา แหล่งกำเนิดแสงคือดวงดาว จำนวนที่เราจะมองเห็นได้โดยตรงนั้นขึ้นอยู่กับเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์ของอุปกรณ์ออปติคัล โดยปกติกระจกเลนส์ของกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์จะมีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่ารูม่านตา ดังนั้นมันจะเก็บแสงได้มากขึ้น ส่งผลให้สามารถเห็นดาวจำนวนมากขึ้นได้โดยใช้เครื่องมือทางดาราศาสตร์
ท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวในสายตาของฮิปปาชูส
แน่นอน คุณสังเกตเห็นว่าดาวมีความสว่างต่างกัน หรือตามที่นักดาราศาสตร์กล่าวไว้ ในความสว่างที่ชัดเจน ในอดีตอันไกลโพ้น ผู้คนต่างก็ให้ความสนใจกับสิ่งนี้เช่นกัน นักดาราศาสตร์ชาวกรีกโบราณ Hipparchus แบ่งวัตถุท้องฟ้าที่มองเห็นได้ทั้งหมดออกเป็นขนาดของดาวฤกษ์ที่มีระดับ VI คนที่ฉลาดที่สุดของพวกเขา "ได้รับ" ฉันและเขาอธิบายคนที่ไม่แสดงออกมากที่สุดว่าเป็นดาวประเภท VI ที่เหลือแบ่งเป็นชั้นกลาง
ต่อมาปรากฎว่าขนาดของดาวฤกษ์ต่างกันมีการเชื่อมโยงแบบอัลกอริธึมบางอย่างระหว่างกัน และการบิดเบือนของความสว่างในจำนวนที่เท่ากันนั้นดวงตาของเรารับรู้ว่าเป็นการกำจัดในระยะทางเท่ากัน ดังนั้นจึงเป็นที่ทราบกันดีว่าความเปล่งประกายของดาวประเภท I นั้นสว่างกว่าการแผ่รังสีของ II ประมาณ 2.5 เท่า
ดาวของคลาส II สว่างกว่าคลาส III ด้วยจำนวนเท่ากัน และเทห์ฟากฟ้า III ตามลำดับ สว่างกว่า IV ผลที่ได้คือความแตกต่างระหว่างการเรืองแสงของดาวที่มีขนาด I และ VI ต่างกัน 100 เท่า ดังนั้นเทห์ฟากฟ้าประเภท VII จึงอยู่เหนือขอบเขตของการมองเห็นของมนุษย์ สิ่งสำคัญคือต้องรู้ว่าดวงดาวขนาดไม่ได้ใหญ่โตเท่าดาว แต่ความสดใสของมันชัดเจน
ขนาดสัมบูรณ์คืออะไร
ขนาดของดาวไม่เพียงแต่มองเห็นได้เท่านั้น แต่ยังเป็นแบบสัมบูรณ์ด้วย คำนี้ใช้เมื่อจำเป็นต้องเปรียบเทียบดาวสองดวงกับความสว่างของดาวทั้งสองดวง ในการทำเช่นนี้ ดาวแต่ละดวงจะอ้างอิงถึงระยะทางมาตรฐานตามอัตภาพคือ 10 พาร์เซก กล่าวอีกนัยหนึ่ง นี่คือขนาดของวัตถุที่เป็นตัวเอก ซึ่งมันน่าจะมีหากอยู่ห่างจากผู้สังเกตการณ์ 10 เครื่อง
ตัวอย่างเช่น ขนาดของดวงอาทิตย์ของเราคือ -26.7 แต่จากระยะห่างของพีซี 10 เครื่อง ดาวของเราจะเป็นวัตถุขนาด 5 ที่แทบจะมองไม่เห็น จากนี้ไป ยิ่งความส่องสว่างของวัตถุท้องฟ้าสูงขึ้น หรืออย่างที่พวกเขาพูด พลังงานที่ดาวแผ่กระจายต่อหน่วยเวลา ยิ่งมีโอกาสมากที่ขนาดสัมบูรณ์ของวัตถุจะเป็นค่าลบ และในทางกลับกัน ยิ่งความส่องสว่างต่ำเท่าใด ค่าบวกของวัตถุก็จะยิ่งสูงขึ้น
ดวงดาวที่เจิดจ้า
ดาวทุกดวงมีความสดใสต่างกัน บางอันสว่างกว่าขนาดแรกเล็กน้อย ส่วนอันหลังนั้นอ่อนกว่ามาก ด้วยเหตุนี้จึงมีการแนะนำค่าเศษส่วน ตัวอย่างเช่น หากขนาดดาวที่ชัดเจนในความฉลาดของมันอยู่ที่ไหนสักแห่งระหว่างหมวดหมู่ I และ II ก็จะถือว่าเป็นระดับ 1, 5 ดาว นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีขนาด 2, 3…4, 7…เป็นต้น ตัวอย่างเช่น Procyon ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มดาวเส้นศูนย์สูตร Canis Minor จะเห็นได้ดีที่สุดทั่วรัสเซียในเดือนมกราคมหรือกุมภาพันธ์ ความสามารถที่ชัดเจนของเธอคือ 0.4.
เป็นที่น่าสังเกตว่าฉันขนาดเป็นทวีคูณของ 0 มีดาวเพียงดวงเดียวที่เกือบจะตรงกับมันทุกประการ นั่นคือ Vega ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวไลรา ความสว่างของมันคือประมาณ 0.03 ขนาด อย่างไรก็ตามมีผู้ทรงคุณวุฒิที่สว่างกว่านั้น แต่มีความสว่างเป็นลบ ตัวอย่างเช่น ซิเรียสซึ่งสามารถสังเกตได้ในสองซีกโลกในคราวเดียว ความส่องสว่างของมันคือ -1.5 ขนาด
ขนาดดาวติดลบไม่ได้ถูกกำหนดให้กับดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ ด้วย เช่น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ ดาวเคราะห์บางดวง ดาวหาง และสถานีอวกาศ อย่างไรก็ตาม มีดวงดาวที่สามารถเปลี่ยนความสว่างได้ ในหมู่พวกเขามีดาวที่เต้นเป็นจังหวะจำนวนมากที่มีแอมพลิจูดของความสว่างที่แปรผัน แต่ก็มีดาวที่สามารถสังเกตการเต้นเป็นจังหวะหลายครั้งพร้อมกันได้
การวัดขนาดดาว
ในทางดาราศาสตร์ ระยะทางเกือบทั้งหมดวัดโดยมาตราส่วนเรขาคณิตของขนาดดาว วิธีการวัดแบบโฟโตเมตริกใช้สำหรับระยะทางไกล และในกรณีที่คุณต้องการเปรียบเทียบความส่องสว่างของวัตถุกับความสว่างที่ปรากฏ โดยพื้นฐานแล้ว ระยะทางไปยังดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดนั้นพิจารณาจากพารัลแลกซ์ประจำปีของพวกมัน ซึ่งก็คือกึ่งแกนหลักของวงรี ดาวเทียมอวกาศที่เปิดตัวในอนาคตจะเพิ่มความแม่นยำในการมองเห็นของภาพอย่างน้อยหลายครั้ง ขออภัย ยังคงใช้วิธีอื่นสำหรับระยะทางมากกว่า 50-100 เครื่องพีซี
เที่ยวนอกโลก
ในอดีตอันไกลโพ้น เทห์ฟากฟ้าและดาวเคราะห์ทั้งหมดมีขนาดเล็กกว่ามาก ตัวอย่างเช่น โลกของเราครั้งหนึ่งเคยมีขนาดเท่าดาวศุกร์ และก่อนหน้านั้นก็คือขนาดของดาวอังคารหลายพันล้านปีก่อน ทุกทวีปปกคลุมโลกของเราด้วยเปลือกโลกที่ต่อเนื่องกัน ต่อมาขนาดของโลกก็เพิ่มขึ้น แผ่นทวีปแยกออกเป็นมหาสมุทร
ดาวทุกดวงที่มี "ฤดูหนาวทางช้างเผือก" เพิ่มอุณหภูมิ ความส่องสว่างและขนาด การวัดมวลของวัตถุท้องฟ้า (เช่น ดวงอาทิตย์) ก็เพิ่มขึ้นตามเวลาเช่นกัน อย่างไรก็ตาม มันไม่สม่ำเสมอมาก
ในขั้นต้น ดาวดวงเล็กๆ นี้ ก็เหมือนกับดาวเคราะห์ยักษ์อื่นๆ ที่ปกคลุมด้วยน้ำแข็งแข็ง ต่อมาดาวเริ่มมีขนาดเพิ่มขึ้นจนกระทั่งถึงมวลวิกฤตและหยุดเติบโต เนื่องจากดาวฤกษ์จะเพิ่มมวลของพวกมันเป็นระยะหลังจากฤดูหนาวกาแล็กซี่ถัดไป และลดลงในช่วงนอกฤดูกาล
ทั้งระบบสุริยะเติบโตไปพร้อมกับดวงอาทิตย์ น่าเสียดายที่ดาวบางดวงไม่สามารถเดินตามเส้นทางนี้ได้ หลายดวงจะหายไปในส่วนลึกของดาวดวงอื่นที่มีมวลมากกว่า เทห์ฟากฟ้าจะโคจรเป็นดาราจักรและค่อยๆ เข้าใกล้ศูนย์กลาง ยุบตัวไปยังดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดดวงหนึ่ง
กาแล็กซี่เป็นระบบดาวเคราะห์ดาวยักษ์ที่มีต้นกำเนิดจากดาราจักรแคระที่กำเนิดจากกระจุกดาวขนาดเล็กที่โผล่ออกมาจากระบบดาวเคราะห์หลายดวง อันหลังมาจากระบบเดียวกับของเรา
จำกัดขนาดดาว
ตอนนี้ไม่มีความลับอีกต่อไปแล้วที่ยิ่งท้องฟ้าโปร่งและมืดกว่าเรามากเท่าไร คุณก็ยิ่งมองเห็นดาวหรืออุกกาบาตมากขึ้นเท่านั้น ลิมิตสตาร์ขนาดเป็นคุณลักษณะที่กำหนดได้ดีกว่าเนื่องจากไม่เพียงแต่ความโปร่งใสของท้องฟ้าเท่านั้น แต่ยังรวมถึงการมองเห็นของผู้มองด้วย บุคคลสามารถเห็นแสงจ้าของดาวที่มืดมิดที่สุดได้เพียงขอบฟ้าด้วยการมองเห็นรอบข้าง อย่างไรก็ตาม เป็นมูลค่าการกล่าวขวัญว่านี่เป็นเกณฑ์ส่วนบุคคลสำหรับแต่ละรายการ เมื่อเปรียบเทียบกับการสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์ ความแตกต่างที่สำคัญคือประเภทของเครื่องมือและเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์
แรงทะลุทะลวงของกล้องโทรทรรศน์พร้อมแผ่นถ่ายภาพจับการแผ่รังสีของดาวสลัว กล้องโทรทรรศน์สมัยใหม่สามารถสังเกตวัตถุที่มีความส่องสว่างได้ 26-29 ขนาด พลังการเจาะของอุปกรณ์ขึ้นอยู่กับเกณฑ์เพิ่มเติมหลายประการ ในหมู่พวกเขา คุณภาพของภาพมีความสำคัญไม่น้อย
ขนาดของรูปดาวขึ้นอยู่กับสถานะของบรรยากาศ ความยาวโฟกัสของเลนส์ อิมัลชัน และเวลาที่กำหนดสำหรับการเปิดรับแสงโดยตรง อย่างไรก็ตาม ตัวบ่งชี้ที่สำคัญที่สุดคือความสว่างของดาว
