ആധികാരിക പരിധി സ്റ്റെല്ലർ മാഗ്നിഡ്യൂഡുകൾ: വിവരണം, സ്കെയിൽ, തെളിച്ചം

വ്യക്തമായ, മേഘമില്ലാത്ത രാത്രിയിൽ തല ഉയർത്തിയാൽ നിങ്ങൾക്ക് പല നക്ഷത്രങ്ങളും കാണാം. അത്രമാത്രം, അത് കണക്കാക്കാൻ കഴിയുകയില്ല എന്ന് തോന്നുന്നു. കണ്ണുകൾക്ക് ദൃശ്യമായ സ്വർഗ്ഗീയശരീരങ്ങൾ ഇപ്പോഴും കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. അവയുടെ എണ്ണം ഏതാണ്ട് 6000 ആണ്. നമ്മുടെ ഗ്രഹത്തിന്റെ വടക്കേ-തെക്കൻ അർദ്ധഗോളങ്ങളുടെ ആകെ എണ്ണം ഇതാണ്. ഉത്തമഗീതത്തിൽ വടക്കൻ അർദ്ധഗോളത്തിൽ, നിങ്ങളുടെ മൊത്തം സംഖ്യയുടെ പകുതിയും, അതായത് ഏതാണ്ട് 3000 നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടായിരിക്കണം.

ശീതകാലം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണമറ്റ

നിർഭാഗ്യവശാൽ, ലഭ്യമായ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളെയും പരിഗണിക്കുന്നത് അസാധ്യമാണ്, കാരണം ഇതിന് നിങ്ങൾക്ക് തികച്ചും സുതാര്യമായ അന്തരീക്ഷവും ഏതെങ്കിലും വെളിച്ച സ്രോതസ്സുകളുടെ പൂർണ്ണ അഭാവവുമായിരുന്നു. നഗരത്തിന്റെ വെളിച്ചത്തിൽ നിന്ന് ഒരു ആഴമേറിയ ശൈത്യകാലത്ത് രാത്രിയിൽ നിങ്ങൾ തെളിഞ്ഞ ഒരു തുറന്ന സ്ഥലത്തു തന്നെ ഉണ്ടെങ്കിൽപ്പോലും. എന്തുകൊണ്ട് ശീതകാലം? അതെ, വേനൽക്കാലത്തെ രാത്രി വളരെ ഭാരം കാരണം! സൂര്യൻ തിരശ്ചീനത്തിനു പിന്നിലല്ല എന്നത് വസ്തുതയാണ്. എന്നാൽ ഈ സാഹചര്യത്തിലും നമ്മുടെ കണ്ണിൽ 2.5-3 ആയിരം നക്ഷത്രങ്ങൾ ലഭ്യമല്ല. എന്തുകൊണ്ടാണ് ഇത്?

മനുഷ്യന്റെ കണ്ണിലെ വിദ്യാർത്ഥി, ഒരു ഒപ്റ്റിക്കൽ ഉപകരണം ആണെങ്കിൽ , വ്യത്യസ്ത സ്രോതസ്സുകളിൽ നിന്ന് ഒരു നിശ്ചിത പ്രകാശം ശേഖരിക്കുന്നു എന്നതാണ്. നമ്മുടെ സാഹചര്യത്തിൽ പ്രകാശത്തിന്റെ ഉറവിടം നക്ഷത്രങ്ങൾ ആണ്. നമ്മൾ അവയെ എത്രത്തോളം കാണുന്നു, ഒപ്റ്റിക്കൽ ഉപകരണത്തിന്റെ ലെൻസിന്റെ വ്യാസത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സ്വാഭാവികമായും, ഒരു ബൈനോകോക്കറിലോ ടെലിസ്കോപ്പിലോ ലെൻസ് ഗ്ലാസ് കണ്ണിലെ ശിഷ്യനെക്കാളും വലിയ വ്യാസമുണ്ട്. അതുകൊണ്ടു, കൂടുതൽ വെളിച്ചം അത് ശേഖരിക്കും. ഇക്കാരണത്താൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഉപകരണങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ നിങ്ങൾക്ക് വളരെയധികം നക്ഷത്രങ്ങൾ കാണാം.

ഹിപ്പാർക്കസ് കണ്ണുകൾ കൊണ്ട് സ്റ്റാർയർ ആകാശം

തീർച്ചയായും, നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രകാശം വിടർത്തുന്നതായി നിങ്ങൾ നിരീക്ഷിച്ചു, അല്ലെങ്കിൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പറയുന്നതുപോലെ, ബുദ്ധിശക്തിയാണ്. വിദൂര ഭൂതകാലത്തിൽ ആളുകൾ ഇതേക്കുറിച്ച് ശ്രദ്ധിച്ചിരുന്നു. പുരാതന ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ ഹിപ്ചാർക്ക് ആറ് ക്ലാസുകളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെയെല്ലാം തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. അവരിൽ ഏറ്റവും തിളക്കം "സമ്പാദിച്ചു" ഞാൻ, ഏറ്റവും തുറന്നുകാട്ടി, അവൻ ആറ് വിഭാഗത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വിവരിച്ചിരിക്കുന്നു. ബാക്കി ഇന്റർമീഡിയറ്റ് ക്ലാസുകളായി തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്.

പല നക്ഷത്രങ്ങളിലുള്ള താരാപഥങ്ങൾ ഒരു തരത്തിലുള്ള അൽഗൊരിറ്റിക് ബന്ധം ഉണ്ടെന്ന് പിന്നീട് വ്യക്തമായി. ഒരേ സമയത്തുതന്നെ തിളക്കത്തിന്റെ വ്യതിചലനം നമ്മുടെ ദൂരം ഒരേ ദൂരം വരെ ദൂരീകരിച്ചതായി കാണുന്നു. ഇങ്ങനെ, ഒന്നാം വിഭാഗത്തിലെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശം സൂര്യന്റെ രണ്ടാമത്തെ കാറ്റ് ഏതാണ്ട് 2.5 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്.

അതേസമയം രണ്ടാം ക്ലാസ് താരത്തിന് മൂന്നാമത്തേക്കാൾ തിളക്കമാർന്ന സ്ഥാനവും മൂന്നാമത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര നക്ഷത്രം III ആണ്. അതിന്റെ ഫലമായി, നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും ഐ-മൂല്യംയുടേയും പ്രകാശത്തിന്റെ വ്യത്യാസം 100 ഇരട്ടി വ്യത്യാസമാണ്. അങ്ങനെ, ഏഴാം വകുപ്പിലെ സ്വർഗ്ഗീയ മൃതദേഹങ്ങൾ മാനുഷ കാഴ്ചയുടെ പരിധിക്കു പുറത്താണ്. നക്ഷത്ര കാന്തിമാനം നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പമില്ലെന്നും, അതിന്റെ ദൃശ്യപ്രകൃതി വ്യക്തമാണെന്നും മനസ്സിലാക്കേണ്ടതുണ്ട്.

പൂർണ്ണതയുള്ള നക്ഷത്രപരിധി എത്രയാണ്?

നക്ഷത്ര മൂല്യങ്ങൾ ദൃശ്യമാകുന്നത് മാത്രമല്ല, പൂർണ്ണമായും. പ്രകാശം അനുസരിച്ച് രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളെ താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ ഈ പദം ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഇത് ചെയ്യുന്നതിന്, ഓരോ നക്ഷത്രവും 10 പാർസെക്സിന്റെ ഒരു നിശ്ചിത പരിധിയായിരിക്കും. മറ്റൊരർഥത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, നിരീക്ഷകനിൽ നിന്ന് 10 പിസി അകലെ ആയിരുന്നെങ്കിൽ, ആ സ്റ്റെല്ലാർ വസ്തുവിന്റെ വലുപ്പം ഇതാണ്.

ഉദാഹരണത്തിന്, നമ്മുടെ സൂര്യന്റെ നക്ഷത്ര കാന്തിമാനം -26.7 ആണ്. പക്ഷേ, പത്തു പിസി ദൂരെ നിന്നാൽ, അഞ്ചാം നിരയിലെ വസ്തുവിന്റെ നേർവിശ്രമം. അതിനാൽ ഖഗോള വസ്തുവിന്റെ തിളക്കം കൂടുതൽ വ്യക്തമാക്കും, അല്ലെങ്കിൽ നക്ഷത്രത്തിന്റെ യൂണിറ്റ് സമയത്തെ ഊർജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊർജ്ജം, ആ വസ്തുവിന്റെ ആത്യന്തികമായ നക്ഷത്രപരിധിക്ക് വിപരീതമായ മൂല്യമുണ്ടാകാൻ സാധ്യതയേറെയാണ്. തിരിച്ചും ചെറുത് പ്രകാശം, വസ്തുവിന്റെ നല്ല മൂല്യമാണ് ഉയർന്നത്.

തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ

എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും വ്യത്യസ്ത ദൃശ്യമായ തിളക്കം ഉണ്ട്. ചിലവ ആദ്യം അല്പം തിളക്കമുള്ളവയാണ്, രണ്ടാമത്തേത് വളരെ ദുർബലമാണ്. ഈ വീക്ഷണത്തിൽ, ഫ്രാക്ഷണൽ അളവ് അവതരിപ്പിച്ചു. ഉദാഹരണത്തിന്, പ്രകാശമാനമായ സ്റ്റെല്ലർ മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് ഞാൻ രണ്ടാമതും വിഭാഗത്തിനും ഇടയിൽ എവിടെയെങ്കിലും ഉണ്ടെങ്കിൽ, അത് 1.5 ക്ലാസിലെ നക്ഷത്രമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. 2.3 ... 4.7 ... തുടങ്ങിയ മൂല്യങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിന്, ചെറുനക്ഷത്രത്തിന്റെ മധ്യരേഖയായ കോംപസിഷനിൽ ഭാഗമായ പ്രൊസിയോൺ ജനുവരിയിൽ അല്ലെങ്കിൽ ഫെബ്രുവരിയിൽ റഷ്യയിലുടനീളം ഏറ്റവും മികച്ചതാണ്. അതിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം 0.4 ആണ്.

ഞാൻ സ്റ്റെല്ലർ മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് 1 ന്റെ ഗുണങ്ങൾ മാത്രമാണെന്നത് ശ്രദ്ധേയമാണ്. ഒരു നക്ഷത്രമേ അതിൽ ഏതാണ്ട് കൃത്യമായി പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു- ഇത് ലൈയ രാശിയിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രം വേഗയാണ് . അതിന്റെ തെളിച്ചം ഏകദേശം 0.03 മാഗ്രിറ്റ്യൂഡ് ആണ്. എന്നിരുന്നാലും, അതിനേക്കാൾ തിളക്കമാർന്ന ലുമിനറുകൾ ഉണ്ട്, എന്നാൽ അവയുടെ നക്ഷത്രപരിധി നെഗറ്റീവ് ആണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, സിറിയസ്, രണ്ട് ഹീമിസെഫറുകളിൽ ഉടനീളം നിരീക്ഷിക്കാവുന്നതാണ്. ഇതിന്റെ പ്രകാശമാനത -1.5 മാഗ്രിറ്റ്യൂഡ് ആണ്.

നെഗറ്റീവ് സ്റ്റാർലർ മാഗ്നിഡ്യൂഡുകൾ നക്ഷത്രങ്ങളെ മാത്രമല്ല, മറ്റ് ഖഗോള വസ്തുക്കളിലേക്കും നിയോഗിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്: സൂര്യൻ, ചന്ദ്രൻ, ചില ഗ്രഹങ്ങൾ, ധൂമകേതുക്കൾ, സ്പേസ് സ്റ്റേഷനുകൾ. എന്നിരുന്നാലും, അവരുടെ ബുദ്ധിശക്തി മാറ്റാൻ കഴിയുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. അവയിൽ പല നക്ഷത്രങ്ങൾ തെന്നിമാരുണ്ടു്, പ്രകാശം പല വ്യത്യാസങ്ങളുണ്ടു്, പക്ഷേ പല പൾസർമെന്റുകളും ഒരേ സമയം നിരീക്ഷിയ്ക്കാവുന്ന ചില ഘടകങ്ങളുമുണ്ട്.

നക്ഷത്രസമൂഹത്തെ അളക്കുക

ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, ദൂരവ്യാപക പ്രവാഹങ്ങളുടെ ജ്യാമിതീയ അളവുകോലുകളെല്ലാം ദൂരവ്യാപകമാണ്. ദൂരദർശനത്തിന് ഫോട്ടോമെട്രിക് സമ്പ്രദായം വിദൂര ദൂരങ്ങളിൽ ഉപയോഗിക്കുന്നു, കൂടാതെ ഒരു വസ്തുവിന്റെ പ്രകാശമാനത അതിന്റെ ദൃശ്യപ്രകൃതിയോട് താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ അത് ആവശ്യമാണെങ്കിൽ. സാധാരണയായി, അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അകലെ, അവയുടെ വാർഷിക പാരലാക്സിൽ നിന്നും നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു - ദീർഘവൃത്തത്തിന്റെ semimajor അക്ഷം. ഭാവിയിൽ ലോഞ്ചുചെയ്ത്, ഉപഗ്രഹങ്ങൾ കുറഞ്ഞത് നിരവധി തവണ ചിത്രങ്ങളുടെ ദൃശ്യ കൃത്യത വർദ്ധിപ്പിക്കും. നിർഭാഗ്യവശാൽ, 50-100 പിസി രീതികളിൽ കൂടുതൽ ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു.

തുറന്ന സ്ഥലത്തേക്കുള്ള യാത്ര

കഴിഞ്ഞ കാലങ്ങളിൽ എല്ലാ ഖഗോള വസ്തുക്കളും ഗ്രഹങ്ങളും വളരെ ചെറുതായിരുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, നമ്മുടെ ഭൂമിയുടേത് ഒരു കാലത്ത് ശുക്രന്റെ വലിപ്പവും, മുൻകാലഘട്ടത്തിൽ തന്നെ - ചൊവ്വയും. കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് മുൻപ് ഒരു ഭൂഖണ്ഡാന്തര ഭൂവൽക്കരണം കൊണ്ട് ഭൂഖണ്ഡങ്ങൾ ഞങ്ങളുടെ ഗ്രഹത്തെ സംരക്ഷിച്ചു. പിന്നീട് ഭൂമിയുടെ വലുപ്പം വർദ്ധിച്ചു, ഭൂഖണ്ഡാന്തര പ്ലേറ്റ് വിച്ഛേദിക്കുകയും സമുദ്രങ്ങളെ രൂപപ്പെടുത്തുകയും ചെയ്തു.

"ഗാലക്സിക ശൈത്യ" ത്തിന്റെ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും താപനിലയും പ്രകാശമാനതയും നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമവും വർദ്ധിച്ചു. സ്വർഗീയ ശരീരത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ അളവ് (ഉദാഹരണമായി സൂര്യൻ) സമയം കൂടിയാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ഇത് തികഞ്ഞ അസമത്വമായിരുന്നു.

തുടക്കത്തിൽ, മറ്റേത് ഭീമൻ ഗ്രഹത്തെപ്പോലെ ഈ ചെറിയ നക്ഷത്രം കട്ടിയുള്ള മഞ്ഞ് മൂടി. പിന്നീടുള്ള വികാസ പരിവർത്തനത്തിന്റെ അളവ് വർദ്ധിപ്പിക്കാൻ തുടങ്ങി. അടുത്ത നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിന്റെ വരവിനുശേഷം അവയുടെ പിണ്ഡം ക്രമേണ വർദ്ധിക്കുന്നതിനാലാണിത്. അന്തർ സീസണലിൽ കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു.

സൂര്യനുമായി ചേർന്ന് മുഴുവൻ സൗരയൂഥവും വളർന്നു. നിർഭാഗ്യവശാൽ, എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ആ വഴിക്ക് പോകില്ല. അവയിൽ മിക്കതും മറ്റു വലിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആഴത്തിൽ അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കൾ ഗാലക്സിക പരിക്രമണപഥങ്ങളിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നു. ക്രമേണ മധ്യഭാഗത്തെ സമീപിക്കുന്നു, ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒന്നായി അവശേഷിക്കുന്നു.

ഒരു ധ്രുവീയ താരാപഥത്തിൽ നിന്നുണ്ടായ ഒരു വലിയ നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിൽ നിന്ന് ഉരുത്തിരിഞ്ഞത് ഒരു വലിയ താരവ്യൂഹത്തിൽ നിന്നാണ് രൂപം കൊണ്ടത്. രണ്ടാമത്തേത് നമ്മുടെ അതേ സിസ്റ്റത്തിൽ നിന്നാണ്.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിധി പരിമിതപ്പെടുത്തുക

ഇപ്പോൾ മേൽപറഞ്ഞ മണ്ണെണ്ണ കൂടുതൽ സുതാര്യവും ഇരുണ്ടതും നമ്മിൽ മുകളിലുള്ള ആകാശം, നിങ്ങൾക്ക് കാണാൻ കഴിയുന്ന കൂടുതൽ നക്ഷത്രങ്ങളും ഉൽക്കകളും. ആകാശത്തിന്റെ സുതാര്യത മാത്രമല്ല, അതുപോലെ തന്നെ, ദർശനത്തിന്റെ കാഴ്ചപ്പാടിലൂടെയും മികച്ച രീതിയിൽ നിർവചിച്ചിരിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രമാണ് പരിക്രമണ കാന്തിമാനം. ചഞ്ചലമായ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭാതഭക്ഷണത്തെ മാത്രമേ ഒരു വ്യക്തിയുടെ ദർശനം കാണാൻ കഴിയൂ. എന്നിരുന്നാലും, ഇത് എല്ലാവർക്കുമായി വ്യക്തിഗത മാനദണ്ഡമാണെന്ന് സൂചിപ്പിക്കുന്നതാണ്. ഒരു ദൂരദർശിനിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യ നിരീക്ഷണവുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ, വ്യത്യാസത്തിന്റെ വ്യഖ്യാനവും അതിന്റെ ലെൻസിന്റെ വ്യാസവും ആണ്.

ഫോട്ടോഗ്രാഫി പ്ലേറ്റ് ഉള്ള ദൂരദർശിനിയുടെ പെർമാറ്റിബിലിറ്റി ദൌം തിമിംഗലങ്ങളുടെ ഉൽസർജ്ജനം പരിഹരിക്കുന്നു. ആധുനിക ദൂരദർശിനികളിൽ നിങ്ങൾ 26-29 നക്ഷത്രസാന്ദ്രതയുള്ള പ്രകാശത്തിന്റെ വസ്തുക്കൾ നിരീക്ഷിക്കാം. ഉപകരണത്തിന്റെ പെർമിറ്റേറ്റർ ഘടന നിരവധി അധിക മാനദണ്ഡങ്ങളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അവയിൽ, ചിത്രങ്ങളുടെ ഗുണനിലവാരം വളരെ പ്രാധാന്യമർഹിക്കുന്നതാണ്.

നക്ഷത്രചിഹ്നത്തിന്റെ വലിപ്പം അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ അവസ്ഥയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു , ലെൻസ് ഫോക്കൽ നീളം, ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് എമൽഷൻ, എക്സ്പോഷർക്ക് അനുവദിച്ചിരിക്കുന്ന സമയം എന്നിവയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഏറ്റവും പ്രധാന സൂചകമാണ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ തെളിച്ചം.