Kui tõstate selgel pilvitu ööl pea üles, näete palju tähti. Nii palju, et tundub, et pole üldse võimalik kokku lugeda. Selgub, et silmaga nähtavaid taevakehi loetakse ikkagi. Neid on umbes 6 tuhat. See on koguarv nii meie planeedi põhja- kui ka lõunapoolkeral. Ideaalis oleksime teie ja mina, olles näiteks põhjapoolkeral, pidanud nägema umbes poolt nende koguarvust, nimelt kuskil 3 tuhat tähte.
Muriad talvestaare
Kahjuks on peaaegu võimatu arvestada kõigi saadaolevate tähtedega, sest selleks on vaja täiesti läbipaistva atmosfääriga tingimusi ja valgusallikate täielikku puudumist. Isegi kui satute sügaval talveööl linnavalgusest eemal lagedale põllule. Miks talvel? Jah, sest suveööd on palju helgemad! See on tingitud asjaolust, et päike ei looju horisondist kaugele allapoole. Kuid isegi sel juhul pole meie silmale saadaval rohkem kui 2,5–3 tuhat tähte. Miks see nii on?
Asi on selles, et õpilaneInimsilm, kui me seda optilise instrumendina ette kujutame, kogub teatud hulga valgust erinevatest allikatest. Meie puhul on valgusallikateks tähed. Kui palju me neid näeme, sõltub otseselt optilise seadme läätse läbimõõdust. Loomulikult on binokli või teleskoobi läätseklaas suurema läbimõõduga kui silma pupill. Seetõttu kogub see rohkem valgust. Selle tulemusena saab astronoomiliste instrumentide abil näha palju rohkem tähti.
Tähistaevas läbi Hipparkhose silmade
Muidugi olete märganud, et tähed erinevad heleduse või, nagu astronoomid ütlevad, näilise sära poolest. Ka kauges minevikus pöörati sellele tähelepanu. Vana-Kreeka astronoom Hipparkhos jagas kõik nähtavad taevakehad tähtede suurusjärkudeks, millel on VI klass. Säravaim neist "teenis" I ja ilmetumaid kirjeldas ta VI kategooria staaridena. Ülejäänud jagunesid vaheklassidesse.
Hiljem selgus, et erinevatel tähesuurustel on nende vahel mingi algoritmiline seos. Ja heleduse moonutust võrdsel arvul kordadel tajub meie silm sama kaugele jäämisena. Nii sai teatavaks, et I kategooria tähe kiirgus on umbes 2,5 korda heledam kui II tähe kiirgus.
II klassi täht on sama mitu korda heledam kui III klassi täht ja vastav alt III klassi taevakeha on heledam kui IV. Selle tulemusena erineb I ja VI tähesuurusega tähtede sära erinevus 100 korda. Seega on VII kategooria taevakehad väljaspool inimese nägemise läve. Oluline on teada, et tähtsuurus ei ole tähe suurus, vaid selle näiline sära.
Mis on absoluutne suurus?
Tähesuurused pole mitte ainult nähtavad, vaid ka absoluutsed. Seda terminit kasutatakse siis, kui on vaja võrrelda kahte tähte üksteisega nende heleduse järgi. Selleks suunatakse iga täht tavapäraselt 10 parseki standardkaugusele. Teisisõnu, see on täheobjekti suurus, kui see oleks vaatlejast 10 arvuti kaugusel.
Näiteks meie päikese magnituudiks on -26,7. Kuid 10 arvuti kauguselt vaadates oleks meie täht viienda tähesuuruse vaevunähtav objekt. Sellest järeldub: mida suurem on taevaobjekti heledus või, nagu öeldakse, energia, mida täht ajaühikus kiirgab, seda tõenäolisem on, et objekti absoluutsuurus saab negatiivse väärtuse. Ja vastupidi: mida väiksem on heledus, seda suuremad on objekti positiivsed väärtused.
Säravamad tähed
Kõigil tähtedel on erinev näiline sära. Mõned on esimesest tähesuurusest veidi heledamad, viimased palju nõrgemad. Seda silmas pidades võeti kasutusele murdarvud. Näiteks kui tähenähtav tähesuurus on oma säras kuskil I ja II kategooria vahel, siis peetakse seda 1., 5. klassi täheks. Samuti on tähti suurusjärgus 2, 3…4, 7… jne Näiteks Procyon, mis kuulub ekvatoria altähtkujusse Canis Minor, on kõige paremini nähtav kogu Venemaal jaanuaris või veebruaris. Tema näiline sära on 0,4.
On tähelepanuväärne, et matähesuurus on 0-kordne. Sellele vastab peaaegu täpselt ainult üks täht – see on Vega, Lüüra tähtkuju heledaim täht. Selle heledus on ligikaudu 0,03 magnituudi. Siiski on valgusteid, mis on sellest heledamad, kuid nende suurus on negatiivne. Näiteks Sirius, mida saab jälgida kahel poolkeral korraga. Selle heledus on -1,5 tähesuurust.
Negatiivsed tähesuurused ei ole määratud mitte ainult tähtedele, vaid ka teistele taevaobjektidele: Päikesele, Kuule, mõnedele planeetidele, komeetidele ja kosmosejaamadele. Siiski on tähti, mis võivad oma heledust muuta. Nende hulgas on palju muutuva heledusega amplituudiga pulseerivaid tähti, kuid on ka selliseid, mille puhul võib samaaegselt jälgida mitut pulsatsiooni.
Tähesuuruste mõõtmine
Astronoomias mõõdetakse peaaegu kõiki vahemaid tähtede suurusjärkude geomeetrilise skaala järgi. Fotomeetrilist mõõtmismeetodit kasutatakse pikkade vahemaade puhul ja ka siis, kui on vaja võrrelda objekti heledust selle näiva heledusega. Põhimõtteliselt määrab kauguse lähimate tähtedeni nende aastane parallaks - ellipsi suur pooltelg. Tulevikus teele saadetud kosmosesatelliidid suurendavad piltide visuaalset täpsust vähem alt mitu korda. Kahjuks kasutatakse 50–100 arvutist suuremate vahemaade puhul endiselt muid meetodeid.
Ekskursioon avakosmosesse
Kauges minevikus olid kõik taevakehad ja planeedid palju väiksemad. Näiteks meie Maa oli kunagi Veenuse ja veel varem Marsi suurune. Miljardeid aastaid tagasi katsid kõik mandrid meie planeeti pideva mandrilise maakoorega. Hiljem Maa suurus suurenes ja mandriplaadid eraldusid, moodustades ookeanid.
Kõik tähed "galaktilise talve" tulekuga suurendasid temperatuuri, heledust ja suurusjärku. Ka taevakeha (näiteks Päikese) massi mõõt suureneb ajaga. See oli aga äärmiselt ebaühtlane.
Algselt oli see väike täht, nagu iga teinegi hiidplaneet, kaetud tahke jääga. Hiljem hakkas tähe suurus suurenema, kuni saavutas kriitilise massi ja lõpetas kasvamise. See on tingitud asjaolust, et tähtede mass suureneb perioodiliselt pärast järgmist galaktilist talve ja väheneb hooajavälistel perioodidel.
Kogu päikesesüsteem kasvas koos Päikesega. Kahjuks ei suuda kõik staarid seda teed käia. Paljud neist kaovad teiste, massiivsemate tähtede sügavustesse. Taevakehad pöörduvad galaktilistel orbiitidel ja varisevad järk-järgult keskpunktile lähenedes ühele lähimatest tähtedest.
Galaxy on superhiiglaslik täht-planeedisüsteem, mis sai alguse kääbusgalaktikast, mis tekkis väiksemast parvest, mis tekkis mitmest planeedisüsteemist. Viimane pärines samast süsteemist, mis meie oma.
Tähesuuruse piirang
Nüüd pole enam saladus, et mida läbipaistvam ja tumedam on taevas meie kohal, seda rohkem tähti või meteoore on näha. Limit tähtsuurusjärk on omadus, mida saab paremini määrata mitte ainult taeva läbipaistvuse, vaid ka vaataja nägemise tõttu. Inimene näeb kõige tuhmima tähe sära ainult silmapiiril, perifeerse nägemisega. Siiski tasub mainida, et see on igaühe jaoks individuaalne kriteerium. Võrreldes visuaalse vaatlusega teleskoobist, on oluline erinevus instrumendi tüübis ja selle objektiivi läbimõõdus.
Fotoplaadiga teleskoobi läbitungimisjõud tabab hämarate tähtede kiirgust. Kaasaegsed teleskoobid suudavad vaadelda objekte, mille heledus on 26–29 magnituudi. Seadme läbitungimisvõime sõltub paljudest lisakriteeriumidest. Nende hulgas pole pildikvaliteet vähetähtis.
Tähekujutise suurus sõltub otseselt atmosfääri seisundist, objektiivi fookuskaugusest, emulsioonist ja säritamiseks määratud ajast. Kõige olulisem näitaja on aga tähe heledus.
