คำจำกัดความขนาดที่ชัดเจน ขนาด
นักดาราศาสตร์วัดความสว่างหรือความสุกใสของดวงดาวต่างๆ อย่างแม่นยำยิ่งขึ้น ขนาดดาวฤกษ์- เป็นคำที่ค่อนข้างดั้งเดิมซึ่งนำมาใช้ย้อนกลับไปในศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราชโดยนักดาราศาสตร์ชาวกรีกชื่อ Hipparchus
ฮิปปาร์คัสแบ่งดาวฤกษ์ตามความสว่างออกเป็น 6 องศา ออกเป็น 6 ขนาด เรียกดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในขนาดแรก และดาวที่อ่อนแอที่สุดจนแทบจะมองไม่เห็นด้วยตาเปล่า เรียกว่า ดาวขนาด 6 ดาวฤกษ์ที่มีความสว่างปานกลางถูกกระจายตามขนาดโดยอัตนัย "ด้วยตา" ดังนั้น "ขั้น" ของขนาดดาวฤกษ์จึงใกล้เคียงกัน
ต่อมาปรากฎว่า "ขั้นตอน" ที่สม่ำเสมอจากขนาดหนึ่งไปอีกขนาดหนึ่งนั้นสอดคล้องกัน การเติบโตแบบก้าวกระโดดความสว่างทางกายภาพ (ฟลักซ์ส่องสว่าง) กล่าวอีกนัยหนึ่งความเงางามที่มองเห็นได้เพิ่มขึ้น บนขั้นตอนและความสว่างทางกายภาพ - วีซ้ำแล้วซ้ำเล่า นี่คือคุณสมบัติของความรู้สึกทางสรีรวิทยาใด ๆ ที่พวกเขาปฏิบัติตามกฎลอการิทึม: ความเข้มของความรู้สึกเป็นสัดส่วนกับลอการิทึมของความเข้มของสิ่งเร้า.
เป็นเรื่องน่ายินดีที่ความแตกต่างของ 5 หน่วยดาวฤกษ์ (แทนด้วย 5 เมตร) สอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์ส่องสว่างเป็นร้อยเท่า ดังนั้น หนึ่งขนาดคือการเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์การส่องสว่างประมาณสองเท่าครึ่ง ดาวเวก้าถูกเลือกให้มีค่าเป็นศูนย์แต่มากที่สุด ดาวสว่างไม่พอดีกับสเกลและมีขนาดเป็นลบ ได้แก่ Sirius, Canopus, Alpha Centauri และ Arcturus
ยิ่งมีขนาดใหญ่เท่าไร ดวงดาวก็ยิ่งมืดลงเท่านั้น ก็มีมากขึ้นตามไปด้วย การวิเคราะห์แคตตาล็อกดาวสว่างซึ่งรวมถึงดวงดาวทุกดวงที่สว่างกว่า 6.5 ม. ให้ความสัมพันธ์ที่ดี: เมื่อเพิ่มขึ้น 1 ขนาด จำนวนดาวจะเพิ่มขึ้น 3 เท่า โปรดทราบ: การพึ่งพาแบบเอ็กซ์โปเนนเชียลก็ปรากฏที่นี่เช่นกัน! กระบวนการต่างๆ ในธรรมชาติมีการอธิบายแบบเอ็กซ์โปเนนเชียล
หากต้องการดูความสัมพันธ์แบบเอ็กซ์โพเนนเชียล จะสะดวกในการใช้กราฟที่มีมาตราส่วนลอการิทึม ซึ่งเป็นสิ่งที่ฉันทำในรูปที่สอง ดวงดาวในบัญชีรายชื่อ Almagest ของปโตเลมี (คริสต์ศตวรรษที่ 2) ซึ่งเป็นบัญชีรายชื่อที่เก่าแก่ที่สุดที่ยังมีชีวิตรอด และบัญชีรายชื่อ Ugulbek ก็ถูกเพิ่มเข้าไปที่นั่นด้วย ในนั้นขนาดดาวฤกษ์จะถูกกำหนดโดยวิธีฮิปปาร์เชียน "ด้วยตา"; อย่างไรก็ตามเป็นที่ชัดเจนว่าโดยทั่วไปแล้วมีความสอดคล้องกับสมัยใหม่ ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเกิน 3 และ 4 ดวงอธิบายได้ด้วยการประเมินความสว่างของดาวสลัวมากเกินไป นอกจากนี้ยังเห็นได้อย่างชัดเจนว่านักดาราศาสตร์สมัยโบราณละเว้นดาวฤกษ์ที่จางที่สุดขนาด 5 และ 6 จำนวนมาก
คำอธิบาย
×
คำอธิบายของตาราง
โต๊ะรวมถึงจำนวนดาวที่สว่างเกินขนาดที่กำหนด
ขนาดของดาวฤกษ์ การจำกัดขนาดของดาวฤกษ์ Catalog of Bright Stars จำนวนดาวที่สว่างกว่าขนาดที่ระบุจาก Catalog of Bright Stars Almagest จำนวนดวงดาวที่สว่างกว่าขนาดที่ระบุจากแค็ตตาล็อก Almagest Ulugbek จำนวนดาวที่สว่างกว่าขนาดที่ระบุจากแค็ตตาล็อก Ulugbek
แผนภูมิแรกแสดงการขึ้นต่อกันของจำนวนดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าขนาดต่อขนาด
กราฟที่สองแสดงการขึ้นต่อกันของจำนวนดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าขนาดกับขนาดในระดับลอการิทึมสำหรับแคตตาล็อกต่างๆ
| ขนาด | แคตตาล็อกดาวสว่าง | อัลมาเจสต์ | อูลุกเบก |
|---|---|---|---|
| -1.0 | 1 | ||
| -0.5 | 2 | ||
| 0.0 | 4 | ||
| 0.5 | 10 | ||
| 1.0 | 15 | 14 | 15 |
| 1.5 | 23 | ||
| 2.0 | 50 | 54 | 50 |
| 2.5 | 93 | ||
| 3.0 | 174 | 249 | 252 |
| 3.5 | 287 | ||
| 4.0 | 518 | 726 | 678 |
| 4.5 | 904 | ||
| 5.0 | 1630 | 961 | 934 |
| 5.5 | 2887 | ||
| 6.0 | 5080 | 1010 | 1013 |
| 6.5 | 8404 |
แม้แต่คนที่ห่างไกลจากดาราศาสตร์ก็รู้ว่าดวงดาวมีความสว่างต่างกัน ดวงดาวที่สว่างที่สุดสามารถมองเห็นได้ง่ายในท้องฟ้าในเมืองที่มีแสงมากเกินไป ในขณะที่ดวงดาวที่จางที่สุดแทบจะมองไม่เห็นภายใต้สภาวะการรับชมที่เหมาะสม
เพื่อระบุลักษณะความสว่างของดวงดาวและเทห์ฟากฟ้าอื่นๆ (เช่น ดาวเคราะห์ อุกกาบาต ดวงอาทิตย์และดวงจันทร์) นักวิทยาศาสตร์ได้พัฒนาระดับขนาดของดาวฤกษ์
ขนาดที่เห็นได้ชัดเจน(m; มักเรียกง่ายๆ ว่า "ขนาด") บ่งบอกถึงฟลักซ์การแผ่รังสีที่อยู่ใกล้ผู้สังเกต กล่าวคือ ความสว่างที่สังเกตได้ของแหล่งกำเนิดท้องฟ้า ซึ่งไม่เพียงขึ้นอยู่กับพลังการแผ่รังสีที่แท้จริงของวัตถุเท่านั้น แต่ยังขึ้นอยู่กับระยะห่างจากวัตถุนั้นด้วย
นี่เป็นปริมาณทางดาราศาสตร์ไร้มิติที่เป็นตัวกำหนดลักษณะของสิ่งที่สร้างขึ้น วัตถุท้องฟ้าแสงสว่างที่อยู่ใกล้ผู้สังเกต
การส่องสว่าง– ขนาดแสง เท่ากับอัตราส่วนฟลักซ์ส่องสว่างตกกระทบบนพื้นที่เล็กๆ ของพื้นผิว จนถึงพื้นที่ของมัน
หน่วยวัดความสว่างใน ระบบสากลหน่วย (SI) คือลักซ์ (1 ลักซ์ = 1 ลูเมนต่อตารางเมตร) และหน่วย CGS (เซนติเมตร-กรัม-วินาที) คือโฟต์ (หนึ่งโพต์เท่ากับ 10,000 ลักซ์)
การส่องสว่างเป็นสัดส่วนโดยตรงกับความเข้มของการส่องสว่างของแหล่งกำเนิดแสง เมื่อแหล่งกำเนิดเคลื่อนออกจากพื้นผิวที่ได้รับแสงสว่าง ความส่องสว่างจะลดลงตามสัดส่วนผกผันกับกำลังสองของระยะทาง (กฎกำลังสองผกผัน)
ขนาดดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้โดยอัตนัยจะถูกมองว่าเป็นความสว่าง (สำหรับแหล่งกำเนิดจุด) หรือความสว่าง (สำหรับแหล่งขยาย)
ในกรณีนี้ ความสว่างของแหล่งหนึ่งจะถูกระบุโดยการเปรียบเทียบกับความสว่างของแหล่งอื่นซึ่งถือเป็นมาตรฐาน มาตรฐานดังกล่าวมักจะทำหน้าที่เป็นดาวฤกษ์คงที่ที่คัดเลือกมาเป็นพิเศษ
ความสว่างถูกนำมาใช้เป็นครั้งแรกเพื่อเป็นตัวบ่งชี้ความสว่างที่มองเห็นได้ของดวงดาวในช่วงแสง แต่ต่อมาได้ขยายไปสู่ช่วงรังสีอื่นๆ เช่น อินฟราเรด อัลตราไวโอเลต
ดังนั้น ขนาดปรากฏ m หรือความสว่างจึงเป็นการวัดความส่องสว่าง E ที่สร้างขึ้นโดยแหล่งกำเนิดบนพื้นผิวที่ตั้งฉากกับรังสีที่ตำแหน่งสังเกต
ตามประวัติศาสตร์แล้ว ทุกอย่างเริ่มต้นเมื่อกว่า 2,000 ปีที่แล้ว เมื่อนักดาราศาสตร์และนักคณิตศาสตร์ชาวกรีกโบราณ ฮิปปาร์คัส(ศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช) แบ่งดวงดาวที่ตามองเห็นออกเป็น 6 ขนาด
ที่สุด ดาวสว่าง Hipparchus กำหนดขนาดแรก และขนาดที่สลัวที่สุดแทบไม่มีเลย มองเห็นได้ด้วยตา, – ประการที่หก ส่วนที่เหลือมีการกระจายเท่าๆ กันระหว่างค่ากลาง นอกจากนี้ Hipparchus ยังแบ่งขนาดดาวฤกษ์ออกเพื่อให้ดาวฤกษ์ขนาด 1 ดูสว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาด 2 มาก เนื่องจากดูสว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาด 3 เป็นต้น กล่าวคือ จากการไล่สีไปสู่การไล่ระดับความสว่างของดาวฤกษ์ ดาวเปลี่ยนไปหนึ่งดวงและมีขนาดเท่ากัน
เมื่อมันปรากฏออกมาในภายหลัง การเชื่อมต่อของมาตราส่วนดังกล่าวกับของจริง ปริมาณทางกายภาพลอการิทึม เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงความสว่างใน หมายเลขเดียวกันเวลาที่ตารับรู้เป็นการเปลี่ยนแปลงในปริมาณที่เท่ากัน - กฎทางจิตสรีรวิทยาเชิงประจักษ์ของเวเบอร์-เฟคเนอร์โดยที่ความเข้มของความรู้สึกเป็นสัดส่วนโดยตรงกับลอการิทึมของความเข้มของสิ่งเร้า
นี่เป็นเพราะลักษณะเฉพาะของการรับรู้ของมนุษย์เช่นหากหลอดไฟที่เหมือนกัน 1, 2, 4, 8, 16 ดวงติดตามลำดับในโคมระย้าสำหรับเราแล้วดูเหมือนว่าการส่องสว่างในห้องจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องเท่าเดิม จำนวน. นั่นคือจำนวนหลอดไฟที่เปิดควรเพิ่มขึ้นตามจำนวนเท่าเดิม (ในตัวอย่างสองครั้ง) เพื่อให้เราเห็นว่าความสว่างที่เพิ่มขึ้นนั้นคงที่
การพึ่งพาลอการิทึมของความแข็งแกร่งของความรู้สึก E ต่อความเข้มทางกายภาพของสิ่งเร้า P แสดงโดยสูตร:
E = k บันทึก P + a, (1)
โดยที่ k และ a เป็นค่าคงที่ที่กำหนดโดยระบบประสาทสัมผัสที่กำหนด
ในช่วงกลางศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ Norman Pogson กำหนดมาตราส่วนขนาดอย่างเป็นทางการซึ่งคำนึงถึงกฎการมองเห็นทางจิตสรีรวิทยา
ขึ้นอยู่กับ ผลลัพธ์ที่แท้จริงข้อสังเกต เขาก็สันนิษฐานว่า
ดาวฤกษ์ที่มีขนาดดวงแรกนั้นสว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาดที่ 6 ถึง 100 เท่าพอดี
ในกรณีนี้ ตามนิพจน์ (1) ขนาดที่ปรากฏจะถูกกำหนดโดยความเท่าเทียมกัน:
ม. = -2.5 บันทึก E + ก, (2)
2.5 – ค่าสัมประสิทธิ์ Pogson, เครื่องหมายลบ – เป็นการยกย่องประเพณีทางประวัติศาสตร์ (ดาวที่สว่างกว่าจะมีขนาดที่ต่ำกว่า รวมถึงค่าลบด้วย)
a คือจุดศูนย์ของมาตราส่วนขนาด ซึ่งกำหนดโดยข้อตกลงระหว่างประเทศที่เกี่ยวข้องกับการเลือกจุดฐานของมาตราส่วนการวัด
หาก E 1 และ E 2 สอดคล้องกับขนาด m 1 และ m 2 ดังนั้นจาก (2) จะเป็นไปตามนั้น:
จ 2 /จ 1 = 10 0.4(ม. 1 - ม. 2) (3)
ขนาดที่ลดลงหนึ่ง m1 - m2 = 1 ทำให้ความสว่าง E เพิ่มขึ้นประมาณ 2.512 เท่า เมื่อ m 1 - m 2 = 5 ซึ่งสอดคล้องกับช่วงตั้งแต่ขนาดที่ 1 ถึงขนาดที่ 6 การเปลี่ยนแปลงของการส่องสว่างจะเป็น E 2 / E 1 = 100
สูตรของ Pogson ในรูปแบบคลาสสิกสร้างความสัมพันธ์ระหว่างขนาดดาวที่ปรากฏ:
ม. 2 - ม. 1 = -2.5 (logE 2 - logE 1) (4)
สูตรนี้ช่วยให้คุณระบุความแตกต่างของขนาดของดาวฤกษ์ได้ แต่ไม่ใช่ขนาดของดาวฤกษ์เอง
หากต้องการใช้เพื่อสร้างมาตราส่วนสัมบูรณ์ คุณต้องตั้งค่า จุดว่าง– ความสว่างซึ่งสอดคล้องกับขนาดเป็นศูนย์ (0 ม.) ตอนแรกความแวววาวของ Vega อยู่ที่ 0 ม. จากนั้นจุดว่างก็ถูกกำหนดใหม่ แต่สำหรับการสังเกตด้วยสายตา เวก้ายังคงสามารถใช้เป็นมาตรฐานของขนาดที่มองเห็นได้เป็นศูนย์ (ตามระบบสมัยใหม่ ในย่านความถี่ V ของระบบ UBV ขนาดของมันคือ +0.03 ม. ซึ่งแยกไม่ออกจากศูนย์ ถึงตา)
โดยปกติแล้ว จุดศูนย์ของมาตราส่วนขนาดจะถูกถ่ายอย่างมีเงื่อนไขโดยพิจารณาจากกลุ่มดาวฤกษ์ ซึ่งมีการวัดแสงอย่างระมัดระวังซึ่งดำเนินการโดยใช้วิธีการต่างๆ
นอกจากนี้ การส่องสว่างที่กำหนดไว้อย่างดีจะใช้เป็น 0 ม. ซึ่งเท่ากับค่าพลังงาน E = 2.48 * 10 -8 วัตต์/ตร.ม. จริงๆ แล้ว มันเป็นแสงสว่างที่นักดาราศาสตร์กำหนดในระหว่างการสังเกต และจากนั้นเท่านั้นที่จะถูกแปลงเป็นขนาดของดาวฤกษ์เป็นพิเศษ
พวกเขาทำเช่นนี้ไม่เพียงเพราะ "เป็นเรื่องปกติมากขึ้น" แต่ยังเป็นเพราะขนาดกลายเป็นแนวคิดที่สะดวกมาก
ขนาดกลายเป็นแนวคิดที่สะดวกมาก
การวัดค่าความสว่างเป็นวัตต์ต่อตารางเมตรนั้นยุ่งยากมาก สำหรับดวงอาทิตย์ค่าจะมาก และสำหรับดาวฤกษ์แบบยืดหดได้จะมีค่าน้อยมาก ในเวลาเดียวกัน มันง่ายกว่ามากที่จะใช้งานด้วยขนาดดวงดาว เนื่องจากมาตราส่วนลอการิทึมสะดวกอย่างยิ่งสำหรับการแสดงค่าขนาดที่มีช่วงกว้างมาก
ต่อมาการทำให้เป็นทางการของป็อกสันกลายเป็นวิธีการมาตรฐานในการประมาณขนาดดาวฤกษ์
จริงอยู่ ระดับสมัยใหม่ไม่ได้จำกัดอยู่เพียงหกขนาดหรือเฉพาะแสงที่มองเห็นอีกต่อไป วัตถุที่สว่างมากอาจมีขนาดเป็นลบได้ ตัวอย่างเช่น ซิเรียส ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในทรงกลมท้องฟ้า มีขนาดลบ 1.47 เมตร ขนาดที่ทันสมัยยังช่วยให้เราได้รับค่าสำหรับดวงจันทร์และดวงอาทิตย์: พระจันทร์เต็มดวงมีขนาด -12.6 ม. และดวงอาทิตย์ -26.8 ม. กล้องโทรทรรศน์วงโคจรฮับเบิลสามารถสังเกตวัตถุที่มีความสว่างสูงถึงประมาณ 31.5 เมตร
ขนาดขนาด
(สเกลกลับด้าน: ค่าที่ต่ำกว่าสอดคล้องกับวัตถุที่สว่างกว่า)
ขนาดที่เห็นได้ชัดเจนของเทห์ฟากฟ้าบางแห่ง
อาทิตย์: -26.73 น
พระจันทร์(พระจันทร์เต็มดวง): -12.74
ดาวศุกร์ (ที่ความสว่างสูงสุด): -4.67
ดาวพฤหัสบดี (ที่ความสว่างสูงสุด): -2.91
ซิเรียส: -1.44
เวก้า: 0.03
ดาวฤกษ์ที่จางที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า: ประมาณ 6.0
ดวงอาทิตย์จากห่างออกไป 100 ปีแสง: 7.30 น
พร็อกซิมา เซนทอรี: 11.05 น
ควอซาร์ที่สว่างที่สุด: 12.9
วัตถุที่จางที่สุดที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล: 31.5
ขนาดของดาวฤกษ์เป็นคุณลักษณะเชิงตัวเลขของวัตถุบนท้องฟ้า ซึ่งส่วนใหญ่มักเป็นดาวฤกษ์ ซึ่งแสดงว่าแสงมาจากวัตถุนั้นมากเพียงใดไปยังจุดที่ผู้สังเกตการณ์ตั้งอยู่
มองเห็นได้ (ภาพ)
แนวคิดสมัยใหม่เรื่องขนาดปรากฏนั้นถูกสร้างขึ้นเพื่อให้สอดคล้องกับขนาดที่กำหนดให้กับดาวฤกษ์โดยฮิปปาร์คัส นักดาราศาสตร์ชาวกรีกโบราณในศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช จ. Hipparchus แบ่งดาวทุกดวงออกเป็นหกขนาด เขาเรียกดวงดาวที่สุกสว่างที่สุดในขนาดที่ 1 ซึ่งเป็นดาวที่สลัวที่สุดในขนาดที่ 6 เขากระจายค่ากลางเท่า ๆ กันในหมู่ดาวที่เหลือ
ขนาดปรากฏของดาวฤกษ์ไม่เพียงแต่ขึ้นอยู่กับปริมาณแสงที่วัตถุนั้นเปล่งออกมาเท่านั้น แต่ยังขึ้นอยู่กับระยะห่างจากวัตถุที่ผู้สังเกตด้วย ขนาดที่ปรากฏถือเป็นหน่วยวัด ส่องแสงดวงดาวต่างๆ ยิ่งมีความสุกใสมากเท่าใด ความส่องสว่างก็จะน้อยลงเท่านั้น และในทางกลับกัน
ในปี ค.ศ. 1856 เอ็น. พอกสันเสนอให้มีการกำหนดมาตราส่วนขนาดอย่างเป็นทางการ ขนาดที่ปรากฏถูกกำหนดโดยสูตร:
ที่ไหน ฉัน- ฟลักซ์ส่องสว่างจากวัตถุ ค- คงที่.
เนื่องจากสเกลนี้สัมพันธ์กัน จุดศูนย์ (0 ม.) จึงถูกกำหนดให้เป็นความสว่างของดาวฤกษ์ที่มีฟลักซ์การส่องสว่างเท่ากับ 10³ ควอนตา /(cm² s Å) ในแสงสีเขียว (สเกล UBV) หรือ 10 6 ควอนตา /(ซม.²· s·Å) ในช่วงแสงที่มองเห็นได้ทั้งหมด ดาวฤกษ์ที่อยู่นอกชั้นบรรยากาศโลก 0 เมตร ให้ความสว่าง 2.54·10 −6 ลักซ์
สเกลขนาดเป็นลอการิทึมเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงความสว่างด้วยจำนวนครั้งเท่ากันจะถือว่าเท่ากัน (กฎหมาย Weber-Fechner) ยิ่งไปกว่านั้น เนื่องจาก Hipparchus ตัดสินใจว่าขนาดของหัวข้อ น้อยกว่าดาว สว่างขึ้นจากนั้นสูตรจะมีเครื่องหมายลบ
คุณสมบัติสองประการต่อไปนี้ช่วยในการใช้ขนาดที่ชัดเจนในทางปฏิบัติ:
- การเพิ่มขึ้นของฟลักซ์การส่องสว่าง 100 เท่า สอดคล้องกับการลดลงของขนาดดาวปรากฏ 5 หน่วยพอดี
- ขนาดดาวฤกษ์ที่ลดลงหนึ่งหน่วยหมายถึงฟลักซ์การส่องสว่างเพิ่มขึ้น 10 1/2.5 = 2.512 เท่า
ปัจจุบัน ขนาดปรากฏไม่เพียงแต่ใช้กับดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังใช้กับวัตถุอื่นๆ ด้วย เช่น ดวงจันทร์ ดวงอาทิตย์ และดาวเคราะห์ต่างๆ เนื่องจากพวกมันสามารถสว่างกว่าดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด พวกมันจึงสามารถมีขนาดปรากฏเป็นลบได้
ขนาดปรากฏขึ้นอยู่กับความไวสเปกตรัมของเครื่องรับรังสี (ตา อุปกรณ์ตรวจจับโฟโตอิเล็กทริค แผ่นถ่ายภาพ ฯลฯ)
- ภาพขนาด ( วีหรือ ม โวลต์ ) ถูกกำหนดโดยสเปกตรัมความไวของดวงตามนุษย์ (แสงที่มองเห็นได้) ซึ่งมีความไวสูงสุดที่ความยาวคลื่น 555 นาโนเมตร หรือถ่ายภาพด้วยฟิลเตอร์สีส้ม
- การถ่ายภาพหรือขนาด “สีน้ำเงิน” ( บีหรือ ม พี ) ถูกกำหนดโดยการวัดภาพของดาวฤกษ์บนแผ่นภาพถ่ายที่ไวต่อรังสีสีน้ำเงินและรังสีอัลตราไวโอเลตด้วยวิธีโฟโตเมตริก หรือใช้โฟโตมัลติพลายเออร์แอนติโมนี-ซีเซียมพร้อมฟิลเตอร์สีน้ำเงิน
- อัลตราไวโอเลตขนาด ( ยู) มีรังสีอัลตราไวโอเลตสูงสุดที่ความยาวคลื่นประมาณ 350 นาโนเมตร
ความแตกต่างของขนาดของวัตถุหนึ่งในช่วงที่ต่างกัน ยู-บีและ บี−วีเป็นตัวชี้วัดสำคัญของสีของวัตถุ ยิ่งมีขนาดใหญ่เท่าใด วัตถุก็จะยิ่งแดงมากขึ้นเท่านั้น
- บอลเมตริกขนาดดังกล่าวสอดคล้องกับกำลังการแผ่รังสีทั้งหมดของดาวฤกษ์ กล่าวคือ กำลังที่รวมเข้ากับสเปกตรัมการแผ่รังสีทั้งหมด ในการวัดจะใช้อุปกรณ์พิเศษ - โบโลมิเตอร์
แน่นอน
ขนาดสัมบูรณ์ (ม ) หมายถึงขนาดปรากฏของวัตถุหากอยู่ห่างจากผู้สังเกต 10 พาร์เซก ขนาดโบโลเมตริกสัมบูรณ์ของดวงอาทิตย์คือ +4.7 ถ้าทราบขนาดและระยะทางที่ชัดเจนถึงวัตถุ ขนาดสัมบูรณ์สามารถคำนวณได้โดยใช้สูตร:
ที่ไหน ง 0
= 10 ชิ้น เท่ากับ 32.616 ปีแสง
ดังนั้น หากทราบขนาดปรากฏและขนาดสัมบูรณ์ ระยะทางก็สามารถคำนวณได้โดยใช้สูตร 
ขนาดสัมบูรณ์สัมพันธ์กับความส่องสว่างโดยความสัมพันธ์ต่อไปนี้: 
โดยที่ และ คือความส่องสว่างและขนาดสัมบูรณ์ของดวงอาทิตย์
ขนาดของวัตถุบางชนิด
| วัตถุ | ม |
| ดวงอาทิตย์ | −26,7 |
| พระจันทร์เต็มดวง | −12,7 |
| อิริเดียมแฟลช (สูงสุด) | −9,5 |
| ซูเปอร์โนวา 1,054 (สูงสุด) | −6,0 |
| ดาวศุกร์ (สูงสุด) | −4,4 |
| โลก (มองจากดวงอาทิตย์) | −3,84 |
| ดาวอังคาร (สูงสุด) | −3,0 |
| ดาวพฤหัสบดี (สูงสุด) | −2,8 |
| ระหว่างประเทศ สถานีอวกาศ(ขีดสุด) | −2 |
| ปรอท (สูงสุด) | −1,9 |
| กาแล็กซีแอนโดรเมด้า | +3,4 |
| พร็อกซิมา เซนทอรี | +11,1 |
| ควาซาร์ที่สว่างที่สุด | +12,6 |
| ดวงดาวที่จางที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า | +6 ถึง +7 |
| วัตถุที่จางที่สุดที่ถ่ายได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินขนาด 8 เมตร | +27 |
| วัตถุที่จางที่สุดที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล | +30 |
| วัตถุ | กลุ่มดาว | ม |
| ซีเรียส | หมาใหญ่ | −1,47 |
| คาโนปัส | กระดูกงู | −0,72 |
| α เซนทอรี | เซนทอร์ | −0,27 |
| อาร์คทูรัส | รองเท้าบู๊ต | −0,04 |
| เวก้า | ไลรา | 0,03 |
| โบสถ์ | ออริกา | +0,08 |
| ริเจล | กลุ่มดาวนายพราน | +0,12 |
| โปรซีออน | หมาตัวเล็ก | +0,38 |
| อเชอร์นาร์ | เอริดานัส | +0,46 |
| บีเทลจุส | กลุ่มดาวนายพราน | +0,50 |
| อัลแตร์ | อีเกิล | +0,75 |
| อัลเดบาราน | ราศีพฤษภ | +0,85 |
| อันทาเรส | แมงป่อง | +1,09 |
| พอลลักซ์ | ฝาแฝด | +1,15 |
| โฟมาลฮอต | ปลาใต้ | +1,16 |
| เดเนบ | หงส์ | +1,25 |
| เรกูลัส | สิงโต | +1,35 |
พระอาทิตย์จากระยะต่างๆ
เราขอนำเสนอคำศัพท์หลายคำที่ความรู้ด้านดาราศาสตร์ของคุณจะลึกซึ้งยิ่งขึ้น
ขนาดที่เห็นได้ชัดเจน
จำนวนดวงดาวในท้องฟ้ายามค่ำคืนที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่านั้นไม่ได้มากเท่าที่ควร หากคุณมีสายตาที่ดีและออกจากเมืองโดยห่างจากไฟถนน จะมีดาวประมาณ 6,000 ดวงให้สังเกตการณ์ ยิ่งไปกว่านั้น ครึ่งหนึ่งจะถูกซ่อนไม่ให้ผู้สังเกตเห็นเลยเส้นขอบฟ้าเสมอ แต่ถึงแม้จำนวนนี้จะเพียงพอที่จะสังเกตได้ว่าดวงดาวมีความสว่างต่างกันอย่างไร นักวิทยาศาสตร์โบราณก็สังเกตเห็นสิ่งนี้เช่นกัน Hipparchus นักคณิตศาสตร์และนักดาราศาสตร์ชาวกรีกโบราณซึ่งอาศัยอยู่ในศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช ได้แบ่งดาวทั้งหมดที่เขาสังเกตออกเป็นหกขนาด เขาถือว่าความสว่างที่สุดอยู่ที่ขนาดแรก ส่วนสีจางที่สุดคือขนาดที่หก โดยทั่วไปหลักการนี้ยังคงใช้มาจนถึงปัจจุบัน แต่ทุกวันนี้ ดาราศาสตร์ทำให้เราสามารถสังเกตดวงดาวได้นับไม่ถ้วน ซึ่งส่วนใหญ่มืดสลัวจนไม่สามารถสังเกตได้ด้วยตาเปล่า และแนวคิดเรื่องขนาดดาวฤกษ์นั้นไม่เพียงแต่ใช้กับดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกลเท่านั้น แต่ยังรวมถึงวัตถุอื่นๆ ด้วย เช่น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ ดาวเทียมประดิษฐ์, ดาวเคราะห์ และอื่นๆ ดังนั้นจึงเชื่อกันว่าขนาดเป็นลักษณะตัวเลขที่ไม่มีมิติของความสว่างของวัตถุ
จากที่กล่าวมาข้างต้น ขนาดปรากฏของวัตถุที่สว่างที่สุดจะเป็นค่าลบ สำหรับการเปรียบเทียบ ขนาดของดวงอาทิตย์คือ –26.7 และขนาดของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์ของเรามากที่สุด แต่มองไม่เห็นด้วยตาเปล่าคือ +11.1 ขนาดสูงสุดของดาวอังคารคือ? 2.91. ดาวเทียมมายัคซึ่งนักวิทยาศาสตร์รุ่นเยาว์ชาวรัสเซียสร้างขึ้นและวางแผนที่จะส่งขึ้นสู่วงโคจร มีแผนจะมีขนาดไม่เกิน ?10 และหากทุกอย่างสำเร็จ มันจะกลายเป็นวัตถุที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืนไประยะหนึ่ง เว้นแต่คุณจะนับดวงจันทร์เมื่อพระจันทร์เต็มดวง (? 12.74)
ขนาดสัมบูรณ์
เดเนบเป็นหนึ่งในที่สุด ดาวใหญ่, รู้จักกับวิทยาศาสตร์มีค่าขนาด +1.25 เส้นผ่านศูนย์กลางของมันมีค่าเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางของวงโคจรของโลกโดยประมาณและมากกว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ถึง 110 เท่า ระยะทางถึงยักษ์นี้คือ 1,640 ปีแสง แม้ว่านักวิทยาศาสตร์ยังคงโต้เถียงกันในเรื่องนี้ แต่มันก็ยังห่างไกลเกินไป ดาวส่วนใหญ่ในระยะนี้สามารถเห็นได้ผ่านกล้องโทรทรรศน์เท่านั้น หากเราอยู่ใกล้ดาวดวงนี้มากขึ้น ความสว่างของเดเนบบนท้องฟ้าก็จะสูงขึ้นมาก ดังนั้น ขนาดที่ปรากฏจึงขึ้นอยู่กับทั้งความส่องสว่างของวัตถุและระยะห่างจากวัตถุนั้น เพื่อให้สามารถเปรียบเทียบความส่องสว่างของดาวแต่ละดวงได้ จึงมีการใช้ขนาดสัมบูรณ์ สำหรับดวงดาว มันถูกกำหนดให้เป็นขนาดปรากฏของวัตถุหากอยู่ห่างจากผู้สังเกต 10 พาร์เซก หากทราบระยะทางถึงดาวฤกษ์ ก็จะคำนวณขนาดสัมบูรณ์ได้ง่าย
ขนาดสัมบูรณ์ของดวงอาทิตย์คือ +4.8 (มองเห็นได้, จำได้, ?26.7) ซิเรียส ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน มีขนาดปรากฏอยู่ที่ ?1.46 แต่มีขนาดสัมบูรณ์เพียง +1.4 เท่านั้น ซึ่งก็ไม่น่าแปลกใจเพราะเพชรในท้องฟ้ายามค่ำคืน (ตามที่เรียกว่าดาวดวงนี้) อยู่ใกล้เราในระยะทางเพียง 8.6 ปีแสง แต่ขนาดสัมบูรณ์ของ Deneb ที่กล่าวไปแล้วคือ ?6.95
พารัลแลกซ์
เคยสงสัยบ้างไหมว่านักวิทยาศาสตร์กำหนดระยะห่างจากดาวฤกษ์ได้อย่างไร ท้ายที่สุดแล้ว ระยะทางนี้ไม่สามารถวัดด้วยเครื่องวัดระยะแบบเลเซอร์ได้ ที่จริงแล้วมันง่าย ในช่วงเวลาหนึ่งปี ตำแหน่งของดาวฤกษ์บนท้องฟ้าเปลี่ยนแปลงไปเนื่องจากวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงนี้เรียกว่าพารัลแลกซ์ประจำปีของดวงดาว ยิ่งดาวฤกษ์อยู่ใกล้เรามากเท่าไร การเคลื่อนตัวของดาวฤกษ์นั้นก็จะยิ่งมากขึ้นตามพื้นหลังของดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกลออกไป แต่แม้แต่ดาวฤกษ์ใกล้เคียง การเปลี่ยนแปลงนี้ยังน้อยมาก การไม่สามารถตรวจจับพารัลแลกซ์ในดวงดาวได้ครั้งหนึ่งถือเป็นข้อโต้แย้งประการหนึ่งที่ขัดแย้งกับระบบเฮลิโอเซนตริกของโลก สามารถทำได้ในศตวรรษที่ 19 เท่านั้น ทุกวันนี้ กล้องโทรทรรศน์อวกาศพิเศษถูกปล่อยขึ้นสู่วงโคจรเพื่อวัดพารัลแลกซ์ และวัดระยะทางถึงดวงดาวด้วย กล้องโทรทรรศน์ Hipparcos ขององค์การอวกาศยุโรป (ตั้งชื่อตาม Hipparchus เดียวกันกับที่จำแนกดาวตามความสว่าง) วัดค่าพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์มากกว่าแสนดวง ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2556 ผู้สืบทอดตำแหน่ง Gaia ถูกส่งขึ้นสู่วงโคจร
การเคลื่อนตัวแบบขนานของดาวฤกษ์ใกล้เคียงกับพื้นหลังของดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกล
จริงๆ แล้ว พารัลแลกซ์ (และนี่ไม่ใช่แค่แนวคิดทางดาราศาสตร์เท่านั้น) คือการเปลี่ยนแปลงในตำแหน่งที่ปรากฏของวัตถุซึ่งสัมพันธ์กับพื้นหลังที่ห่างไกล (ในกรณีของเรา มากกว่านั้น ดาวที่อยู่ห่างไกล) ขึ้นอยู่กับตำแหน่งของผู้สังเกต นอกจากนี้ยังใช้ในการตรวจวัดด้วย มีความสำคัญต่อการถ่ายภาพ พารัลแลกซ์มีหน่วยวัดเป็นอาร์ควินาที (อาร์ควินาที)
ปีแสง
วัดระยะทางใน นอกโลกกิโลเมตรไม่สะดวกเลย เช่น ระยะทางไปยังดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เราที่สุด พร็อกซิมา เซนทอรี? 4.01?1,013 กิโลเมตร (40.1 ล้านล้านกิโลเมตร) มันค่อนข้างยากที่จะจินตนาการถึงระยะทางนี้ แต่ถ้าคุณวัดระยะทางนี้เป็นปีแสง หน่วยของความยาวเท่ากับระยะทางที่แสงเดินทางในหนึ่งปี คุณจะได้ 4.2 ปีแสง แสงจากดาวแคระแดงดวงนี้ใช้เวลาประมาณ 4 ปี 3 เดือนจึงจะมาถึงเรา มันง่ายมาก
พาร์เซก
แต่ด้วยหน่วยความยาวอีกหน่วยหนึ่งที่ใช้ในทางดาราศาสตร์ ไม่ใช่ทุกอย่างจะง่ายนัก ระยะทางถึงดาวพร็อกซิมา เซนทอรี มีหน่วยเป็นพาร์เซก 1.3 หน่วย คำว่า "พาร์เซก" นั้นประกอบขึ้นจากคำว่า "พารัลแลกซ์" และ "วินาที" (หมายถึงส่วนโค้งวินาทีเท่ากับ 1/3600 องศา ลองนึกถึงไม้โปรแทรกเตอร์ของโรงเรียน) พารัลแลกซ์แบบเดียวกันนี้ต้องขอบคุณที่ทำให้เราสามารถวัดระยะทางถึงดวงดาวได้ พาร์เซก (แทน "พีซี")? นี่คือระยะทางที่ส่วนหนึ่งของหน่วยดาราศาสตร์หนึ่ง (รัศมีของวงโคจรของโลก) ตั้งฉากกับลำแสงมุมมอง ซึ่งมองเห็นได้ในมุมหนึ่งส่วนโค้งวินาที
ปลอกแขนกาแล็กซี่
ทางช้างเผือกของเรามีเส้นผ่านศูนย์กลาง 100,000 ปีแสง มันอยู่ในกาแลคซีประเภทหลักประเภทหนึ่ง ทางช้างเผือกเป็นกาแล็กซีกังหันมีคาน ดวงดาวทั้งหมดที่เราเห็นบนท้องฟ้าด้วยตาเปล่านั้นอยู่ในกาแล็กซีของเรา โดยรวมแล้ว ทางช้างเผือกประกอบด้วยดวงดาวประมาณ 200 ถึง 400 พันล้านดวง ตามการประมาณการต่างๆ คุณจะนำทางและค้นหาว่าดวงอาทิตย์อยู่ที่ไหนในหมู่ดาวนับพันล้านดวงเหล่านี้ได้อย่างไร?
ทางช้างเผือกเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยและมีแขนดาราจักรกังหันอยู่ในระนาบของดิสก์ ปลอกกาแลกติกคือ องค์ประกอบโครงสร้าง ดาราจักรกังหัน- ดาว ฝุ่น และก๊าซจำนวนมากบรรจุอยู่ในแขนดาราจักร
แขนกาแลกติก ทางช้างเผือก
มีแขนดังกล่าวอยู่หลายแขน แต่แขนหลักคือแขนราศีธนู แขน Cygnus แขน Perseus แขน Centaurus และแขน Orion พวกเขาได้รับชื่อดังกล่าวจากชื่อของกลุ่มดาวที่สามารถสังเกตอาร์เรย์หลักได้ Orion Arm มีขนาดเล็กเมื่อเทียบกับแขนอื่นๆ บางครั้งมันถูกเรียกว่าเดือยของ Orion มันมีอายุเพียงประมาณ 11,000 ปีแสงเท่านั้น แต่สำหรับเรา ปลอกแขนนี้มีความโดดเด่นตรงที่ดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์สีน้ำเงินดวงเล็กซึ่งโคจรรอบมันและเป็นบ้านของเรานั้นตั้งอยู่ในนั้นอย่างแม่นยำ
Apocenter และ periapsis
วงโคจรของดาวเทียมเทียมและวัตถุท้องฟ้าที่รู้จักส่วนใหญ่เป็นวงรี และสำหรับวงโคจรทรงรีใดๆ คุณสามารถระบุจุดที่ใกล้กับลำตัวส่วนกลางมากที่สุดและอยู่ห่างจากจุดนั้นมากที่สุดได้เสมอ จุดที่ใกล้เคียงที่สุดเรียกว่า periapsis และจุดที่ไกลที่สุดเรียกว่า apocenter
Apocenter (ขวา) และ periapsis (ซ้าย)
แต่ตามกฎแล้วแทนที่จะใช้คำว่า "ศูนย์กลาง" หลังจาก "peri-" หรือ "apo-" ชื่อของร่างกายที่มีการเคลื่อนไหวเกิดขึ้นจะถูกแทนที่ ดังนั้น สำหรับวงโคจรของดาวเทียมเทียมของโลก (ไกอา - ในภาษากรีกโบราณ) และวงโคจรของดวงจันทร์ คำว่า apogee และ perigee จึงถูกนำมาใช้ สำหรับวงโคจรซิสลูนาร์ (Moon - Selene) บางครั้งอาจใช้ apopulations และ periselenions จุดในวงโคจรของดาวเคราะห์ของเราหรือดาวเคราะห์ดวงอื่นที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (เฮลิออส) เทห์ฟากฟ้าระบบสุริยะคือจุดใกล้ดวงอาทิตย์ ส่วนระยะไกลคือจุดไกลดวงอาทิตย์หรือจุดไกลดวงอาทิตย์ สำหรับวงโคจรรอบดาวฤกษ์อื่น (แอสตรอน - ดาว) - เพอริแอสตรอนและอะพอสเตอร์
หน่วยดาราศาสตร์
จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของวงโคจรดาวเคราะห์ของเรา (จุดที่ใกล้ที่สุดของวงโคจรกับดวงอาทิตย์) คือ 147,098,290 กม. (0.983 หน่วยดาราศาสตร์) aphelion - 152,098,232 กม. (1.017 หน่วยดาราศาสตร์) แต่ถ้าคุณใช้ระยะทางเฉลี่ยจากโลกถึงดวงอาทิตย์ คุณจะได้หน่วยวัดในอวกาศที่สะดวก สำหรับระยะทางที่การวัดเป็นกิโลเมตรไม่สะดวกอยู่แล้ว และในปีแสงและพาร์เซกก็ยังไม่สะดวก หน่วยวัดนี้เรียกว่า "หน่วยทางดาราศาสตร์" (แทนด้วย "au") และใช้เพื่อกำหนดระยะห่างระหว่างวัตถุในระบบสุริยะ ระบบสุริยะภายนอก ตลอดจนระหว่างส่วนประกอบต่างๆ ดาวคู่- หลังจากการชี้แจงหลายครั้ง หน่วยดาราศาสตร์ก็ได้รับการยอมรับว่ามีค่าเท่ากับ 149597870.7 กิโลเมตร
ดังนั้นโลกจึงถูกย้ายออกจากดวงอาทิตย์ที่ระยะห่าง 1 a นั่นคือดาวเนปจูนซึ่งเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลจากดวงอาทิตย์มากที่สุดที่ระยะห่างประมาณ 30 ก. จ. ระยะทางจากดวงอาทิตย์ถึงดาวเคราะห์ที่ใกล้ที่สุด - ดาวพุธ - อยู่ที่ 0.39 ก. จ. และในช่วงเวลาของการเผชิญหน้าครั้งใหญ่ครั้งต่อไประหว่างดาวอังคารและโลกในวันที่ 27 กรกฎาคม 2561 ระยะห่างระหว่างดาวเคราะห์จะลดลงเหลือ 0.386 AU จ.
ขีดจำกัดของโรช
ไม่มีอะไรถาวรในอวกาศ ใช้เวลาหลายล้านปีในการเปลี่ยนแปลงลำดับที่เราคุ้นเคย ดังนั้น หากผู้สังเกตการณ์สำรวจดาวอังคารในอีกไม่กี่ล้านปี เขาอาจตรวจไม่พบดาวเทียมดวงใดดวงหนึ่งหรือสองดวงเลย ดังที่ทราบกันดีว่าโฟบอสซึ่งเป็นดาวเทียมที่ใหญ่ที่สุดของดาวเคราะห์สีแดงนั้นเข้าใกล้มันด้วยความเร็ว 1.8 เมตรต่อศตวรรษ โฟบอสเคลื่อนที่ในระยะทางเพียงประมาณ 9,000 กม. จากดาวอังคาร สำหรับการเปรียบเทียบ วงโคจรของดาวเทียมนำทางอยู่ที่ระดับความสูง 19,400–23,222 กม. วงโคจรค้างฟ้าอยู่ที่ 35,786 กม. และดวงจันทร์ ดาวเทียมธรรมชาติโลกของเราอยู่ห่างจากโลก 385,000 กิโลเมตร
อีก 10-11 ล้านปีจะผ่านไป และโฟบอสจะเกินขีดจำกัดของโรช ส่งผลให้เกิดการทำลายล้าง ขีดจำกัดของโรชซึ่งตั้งชื่อตามเอดูอาร์ด โรช ซึ่งเป็นคนแรกที่คำนวณขีดจำกัดดังกล่าวสำหรับดาวเทียมบางดวง คือระยะห่างจากดาวเคราะห์ (ดาวฤกษ์) ถึงดาวเทียมของมัน ซึ่งใกล้กับที่ดาวเทียมจะถูกทำลายโดยแรงน้ำขึ้นน้ำลง เมื่อก่อตั้งขึ้น แรงโน้มถ่วงของโลกจะได้รับการชดเชยด้วยแรงเหวี่ยงที่จุดศูนย์กลางมวลของดาวเทียมเท่านั้น ที่จุดอื่น ๆ บนดาวเทียมไม่มีแรงเท่ากันซึ่งเป็นสาเหตุของการก่อตัวของพลังน้ำขึ้นน้ำลง อันเป็นผลมาจากการกระทำของแรงขึ้นน้ำลง ดาวเทียมจะได้รูปทรงรีเป็นครั้งแรก และเมื่อผ่านขีดจำกัดของ Roche ดาวเทียมก็จะถูกแยกออกจากกัน แต่วงโคจรของดาวเทียมอีกดวงหนึ่งของดาวเคราะห์สีแดง - ดีมอส (ระดับความสูงของวงโคจรประมาณ 23,500 กม.) - กำลังไกลขึ้นเรื่อยๆ ในแต่ละครั้ง ไม่ช้าก็เร็วเขาจะเอาชนะแรงโน้มถ่วงของดาวอังคารและเดินทางต่อไปอย่างอิสระ ระบบสุริยะ.
ลาเนียเกีย
คุณบอกได้ไหมว่าโลกของเราอยู่ที่ไหนในจักรวาล? แน่นอนว่าดาวเคราะห์โลกตั้งอยู่ในระบบสุริยะ ซึ่งในทางกลับกันก็อยู่ในแขนนายพราน ซึ่งเป็นแขนกาแลคซีขนาดเล็กของทางช้างเผือก แล้วไงต่อ? กาแล็กซีของเรา กาแล็กซีแอนโดรเมดาที่ใกล้ที่สุด กาแล็กซีสามเหลี่ยม และกาแล็กซีอื่นๆ อีกกว่า 50 แห่ง เป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มกาแลคซีท้องถิ่นที่เรียกว่ากลุ่มกาแลคซีในท้องถิ่น ซึ่งเป็นส่วนประกอบของกระจุกดาวราศีกันย์
Laniakea และทางช้างเผือก
แต่กระจุกดาวราศีกันย์หรือที่เรียกกันว่ากระจุกดาราจักรเฉพาะที่ ได้แก่ กระจุกดาราจักรไฮดรา-เซนทอรี และกระจุกดาวพาโวนิส-อินเดียน เช่นเดียวกับกระจุกดาราจักรทางตอนใต้ก็ก่อตัวเป็นกระจุกดาราจักรขนาดใหญ่ที่เรียกว่าลาเนียเคีย ประกอบด้วยกาแลคซีประมาณ 100,000 แห่ง เส้นผ่านศูนย์กลางของ Laniakea คือ 500 ล้านปีแสง สำหรับการเปรียบเทียบ เส้นผ่านศูนย์กลางของกาแล็กซีของเราคือเพียง 100,000 ปีแสงเท่านั้น Laniakea แปลจากภาษาฮาวายแปลว่า "สวรรค์อันยิ่งใหญ่" ซึ่งโดยทั่วไปสะท้อนให้เห็นได้อย่างแม่นยำว่าในอนาคตอันใกล้นี้เราไม่น่าจะบินไปยังขอบของ "สวรรค์" เหล่านี้ได้
Laniakea และกระจุกกาแลคซี Perseus-Pisces ที่อยู่ใกล้เคียง
ดาวฤกษ์เหล่านี้แต่ละดวงมีขนาดที่แน่นอนที่ทำให้สามารถมองเห็นได้
ขนาดของดาวฤกษ์เป็นปริมาณไร้มิติที่เป็นตัวเลขซึ่งระบุลักษณะความสว่างของดาวฤกษ์หรือวัตถุอื่นๆ ในจักรวาลโดยสัมพันธ์กับพื้นที่ที่มองเห็นได้ กล่าวอีกนัยหนึ่ง ค่านี้สะท้อนถึงจำนวนเงิน คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของร่างกายซึ่งผู้สังเกตได้ลงทะเบียนไว้ ดังนั้นค่านี้จึงขึ้นอยู่กับลักษณะของวัตถุที่สังเกตและระยะห่างจากผู้สังเกตถึงวัตถุนั้น คำนี้ครอบคลุมเฉพาะสเปกตรัมที่มองเห็นได้ อินฟราเรด และอัลตราไวโอเลต รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า.
คำว่า "ความมันวาว" ยังใช้เพื่อหมายถึงแหล่งกำเนิดแสงแบบจุด และ "ความสว่าง" หมายถึงแหล่งกำเนิดแสงแบบขยาย
นักวิทยาศาสตร์ชาวกรีกโบราณที่อาศัยอยู่ในตุรกีในช่วงศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช จ. ถือได้ว่าเป็นหนึ่งในนักดาราศาสตร์ที่มีอิทธิพลมากที่สุดในสมัยโบราณ เขารวบรวมปริมาตรซึ่งเป็นชิ้นแรกในยุโรปที่อธิบายตำแหน่งของเทห์ฟากฟ้ามากกว่าหนึ่งพันดวง Hipparchus ยังแนะนำคุณลักษณะเช่นขนาดดาวฤกษ์ด้วย เมื่อสังเกตดวงดาวด้วยตาเปล่า นักดาราศาสตร์จึงตัดสินใจแบ่งพวกมันตามความสว่างออกเป็น 6 ขนาด โดยที่ขนาดแรกคือวัตถุที่สว่างที่สุด และขนาดที่หกคือขนาดที่สลัวที่สุด
ในศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ นอร์มัน พอกสัน ได้ปรับปรุงมาตราส่วนในการวัดขนาดของดาวฤกษ์ เขาขยายขอบเขตของค่าและแนะนำการพึ่งพาลอการิทึม นั่นคือเมื่อเพิ่มขนาดความสว่างของวัตถุจะลดลง 2.512 เท่า จากนั้นดาวฤกษ์ที่มีขนาด 1 (1 ม.) จะสว่างกว่าดาวฤกษ์ที่มีขนาด 6 (6 ม.) เป็นร้อยเท่า
มาตรฐานขนาด
มาตรฐานของวัตถุท้องฟ้าที่มีขนาดเป็นศูนย์นั้น เดิมเรียกว่าความสว่างของจุดที่สว่างที่สุดใน ต่อมามีการสรุปคำจำกัดความที่แม่นยำยิ่งขึ้นของวัตถุที่มีขนาดเป็นศูนย์ - การส่องสว่างของวัตถุควรเท่ากับ 2.54·10 −6 ลักซ์ และฟลักซ์ส่องสว่างในช่วงที่มองเห็นควรเป็น 10 6 ควอนตา/(ซม.²·วินาที)
ขนาดที่เห็นได้ชัดเจน
ลักษณะที่อธิบายไว้ข้างต้นซึ่งกำหนดโดย Hipparchus แห่ง Nicea ต่อมาเริ่มถูกเรียกว่า "มองเห็นได้" หรือ "มองเห็น" ซึ่งหมายความว่าสามารถสังเกตได้ด้วยตามนุษย์ในระยะที่มองเห็นได้ และโดยใช้เครื่องมือต่างๆ เช่น กล้องโทรทรรศน์ รวมถึงช่วงอัลตราไวโอเลตและอินฟราเรด ขนาดของกลุ่มดาวคือ 2 เมตร อย่างไรก็ตาม เรารู้ว่าเวก้าที่มีขนาดเป็นศูนย์ (0 เมตร) ไม่ใช่ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า (ความสว่างอันดับที่ห้า และอันดับที่สามสำหรับผู้สังเกตการณ์จาก CIS) ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าอาจมีขนาดเป็นลบ เช่น (-1.5 ม.) เป็นที่ทราบกันดีในปัจจุบันว่าในบรรดาเทห์ฟากฟ้านั้นไม่เพียงมีดวงดาวเท่านั้น แต่ยังมีวัตถุที่สะท้อนแสงของดวงดาวด้วย - ดาวเคราะห์, ดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อย ขนาดรวมคือ −12.7 ม.
ขนาดสัมบูรณ์และความส่องสว่าง
เพื่อที่จะสามารถเปรียบเทียบความสว่างที่แท้จริงของวัตถุในจักรวาลได้ จึงได้พัฒนาลักษณะเฉพาะขนาดดาวฤกษ์สัมบูรณ์ขึ้นมา ตามข้อมูลดังกล่าว ค่าของขนาดปรากฏของวัตถุจะถูกคำนวณหากวัตถุนี้อยู่ห่างจากโลก 10 (32.62) ในกรณีนี้ ไม่จำเป็นต้องขึ้นอยู่กับระยะห่างของผู้สังเกตเมื่อเปรียบเทียบดาวฤกษ์ต่างๆ
ขนาดสัมบูรณ์สำหรับวัตถุในอวกาศจะใช้ระยะห่างที่แตกต่างจากวัตถุถึงผู้สังเกต กล่าวคือ 1 หน่วยดาราศาสตร์ โดยในทางทฤษฎีแล้วผู้สังเกตการณ์ควรอยู่ที่ศูนย์กลางของดวงอาทิตย์
ปริมาณทางดาราศาสตร์ที่ทันสมัยและมีประโยชน์มากขึ้นได้กลายเป็น "ความส่องสว่าง" คุณลักษณะนี้กำหนดปริมาณรังสีทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากวัตถุในจักรวาลในช่วงเวลาหนึ่ง ขนาดสัมบูรณ์ใช้ในการคำนวณ
การพึ่งพาสเปกตรัม
ตามที่ระบุไว้ข้างต้นสามารถวัดขนาดได้ หลากหลายชนิดรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจึงมี ความหมายที่แตกต่างกันสำหรับแต่ละช่วงสเปกตรัม เพื่อให้ได้ภาพของวัตถุในจักรวาลใดๆ นักดาราศาสตร์สามารถใช้ ซึ่งมีความไวต่อส่วนความถี่สูงของแสงที่ตามองเห็นได้ และดวงดาวจะปรากฏเป็นสีน้ำเงินในภาพ ขนาดนี้เรียกว่า "ภาพถ่าย", m Pv. เพื่อให้ได้ค่าที่ใกล้เคียงกับการมองเห็น (“ภาพ”, m P) แผ่นถ่ายภาพจะถูกเคลือบด้วยอิมัลชันออร์โธโครมาติกพิเศษและใช้ฟิลเตอร์สีเหลือง
นักวิทยาศาสตร์ได้รวบรวมสิ่งที่เรียกว่าระบบโฟโตเมตริกของพิสัย ซึ่งทำให้สามารถระบุลักษณะสำคัญของวัตถุในจักรวาลได้ เช่น อุณหภูมิพื้นผิว ระดับการสะท้อนของแสง (อัลเบโด้ ไม่ใช่สำหรับดวงดาว) ระดับการดูดกลืนแสง และ คนอื่น. เมื่อต้องการทำเช่นนี้ จะมีการถ่ายภาพแสงในสเปกตรัมที่แตกต่างกันของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและการเปรียบเทียบผลลัพธ์ในภายหลัง ฟิลเตอร์ยอดนิยมสำหรับการถ่ายภาพ ได้แก่ อัลตราไวโอเลต สีน้ำเงิน (ขนาดภาพถ่าย) และสีเหลือง (ใกล้กับช่วงภาพ)
ภาพถ่ายที่มีพลังงานที่จับได้ของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทุกช่วงจะกำหนดสิ่งที่เรียกว่าขนาดโบโลเมตริก (mb) ด้วยความช่วยเหลือเมื่อทราบระยะทางและระดับของการดูดกลืนแสงระหว่างดวงดาว นักดาราศาสตร์จึงคำนวณความส่องสว่างของวัตถุในจักรวาล
ขนาดของวัตถุบางชนิด
- ดวงอาทิตย์ = −26.7 ม
- พระจันทร์เต็มดวง = −12.7 ม
- แสงแฟลร์ของอิริเดียม = −9.5 ม. อิริเดียมเป็นระบบของดาวเทียม 66 ดวงที่โคจรรอบโลกและทำหน้าที่ส่งสัญญาณเสียงและข้อมูลอื่นๆ พื้นผิวของอุปกรณ์หลักทั้งสามชิ้นจะเรืองแสงเป็นระยะๆ แสงแดดสู่พื้นโลกทำให้เกิดแสงวาบที่สว่างนุ่มนวลที่สุดในท้องฟ้านานถึง 10 วินาที
