Obelezavanje zvezda

otovo sve sjajnije zvezde imaju svoja sopstvena imena. Ona su najvecim delom arapskog porekla dok neka poticu iz stare Grcke kao na primer Sirijus i Spika. Astonomi koriste ova imena dajuci  povremeno prednost  sistemu grckih slova koji je Nemacki astronom Bajer (Johann Bayer) uveo 1603. g. u svom kapitalnom delu, zvezdanom atlasu Uranometrija. Bajer je najsjajniju zvezdu obelezio sa a sledecu po sjaju sa b i tako dalje po redosledu. Drugi sistem za oznacavanje zvezda dao je nesto kasnije Engleski astonom Flamsted (Royal John Flamsteed). On je u svom katalogu objavljenom 1725. g. zvezde obelezio arapskim brojevima od 1 pa na dalje krecuci se po sazvezdju u smeru porasta rektasenziske koordinate. Tako danas svaka sjajnija zvezda ima nekoliko oznaka sa kojima je odredena. Zvezda Algenib je ujedno i Gama Pegazi i 88 Peg. Danas pored tih postoje i dodatne oznake iz drugih savremenih kataloga (SAO, HD), kao i poseban sistem oznacavanja za promenjljive zvezde.

 Zracenje, magnitude i sjajnost

Zracenje

      Sve informacije koje imamo o nekom nebeskom objektu dobijamo analizom energije koje je ono zraci. Radio talasi, svetlost, toplota, X-zraci i g -zraci predstavljaju oblike elektromagnetnog zracenja – energije koja se u obliku talasa prenosi kroz svemir. Elektromagnetni spektar je potpuna oblast talasnih duzina elektromagnetnog zracenja od vrlo dugog kao što su radio talasi pa do vrlo kratkog kao g -talasi. Zemljina atmosfera je propusna za zracenje najveceg dela talasnih duzina i ove oblasti se mogu posmatrati sa zemlje. Zracenje ostalih talasnih duzina se proucava pomocu instrumenata koji su postavljeni van zemljine atmosfere.

Sjajnost i magnitude

      Prividan sjaj nebeskih objekata zavisi od kolicine zracenja koje naše oko (ili neki merni instrument) primi. Uobicajno je da se sjaj izracunava prema skali magnituda. Ptolomej je u svom zvezdanom katalogu (koji je baziran na cetiri veka ranijem Hiparhovom) sve zvezde koje je mogao videti klasifikovao u 6 velicina sjaja koje je nazvao magnitudama. Najsjajnije zvezde je proglasio zvezdama prve magnitude, one nesto slabije zvezdama druge magnitude i tako dalje sve do zvezda koje su se jedva videle i za koje je odredio da budu šeste magnitude. Kasnije, pronalaskom teleskopa skala je produzena da bi se klasifikovale zvezde koje se ne mogu videti slobodnim okom pa smo dobili zvezde sedme magnitude, osme i tako dalje. Kada su u 19-om veku razvijene instrumentalne metode za merenja relativnog sjaja zvezda uoceno je da zvezda koja ima za jednu magnitudu veci sjaj od druge (kako su to utvrdili posmatraci u proslosti) priblizno daje 2,5 puta vise svetla. Tako interval od pet magnituda odgovara kolicniku sjaja od  2,5 ⁵ sto je priblizno 100. Ovo definisanje je omogucilo potpuno preciznu primenu i razvoj skale magnituda kao jednog od osnovnih temelja savremene Astronomije. Tako je za veoma sjajne nebeske objekte skala produzena preko nule prema negativnim vrednostima, pa tako najsjajnija zvezda Sirijus ima sjaj –1,46 mag. ; Jupiter –2,9 ; Venera kada je najsjajnija –4,4 ; pun Mesec –12,7 ; Sunce –26,7.

Prividna magnituda

      Ovo je magnituda nekog nebeskog objekta procenjena ljudskim okom, odredjena fotografski na osnovu nekog snimka ili merena fotoelektricnim fotometrom sa neke tacke na zemlji. Obelezava se slovom m. U astronomskoj fotometriji merenja prividne magnitude je moguce vrsiti u razlicitim oblastima talasnih duzina. Vizualna magnituda m_v najvise odgovara

      Moze se smatrati da magnitude merene fotoelektricno imaju tacnost do oko jednog stotog dela. One su odredjene za oko 100 000 zvezda ukljucujuci skoro sve zvezde sjajnije od 6,5 mag. Sjaj mnogih slabijih zvezda je meren vizuelnim fotometrima i mogao se dobiti sa preciznoscu od oko jednog desetog dela magnitude. Ipak za najveci broj slabijih zvezda sjaj je utvrdjen procenom ili okom pomocu optickih instrumenata ili sa fotografskih snimaka. U ovim slucajevima greska moze iznositi i vise do pola magnitude .

Indeks Boja

      Indeks boja predstavlja razliku izmedju magnituda zvezde merenim u razlicitim oblastima talasnih duzina, uobicajno izmedju B i V (B-V) ili U i B (U-V). B-V indeks bele zvezde je blizak nuli do kod crvenih on moze iznositi i nekoliko magnituda.

Apsolutna magnituda

      Prividna magnituda ne moze biti pokazatelj stvarne sjajnosti zvezde jer ce nam neke blize izgledati sjajnije od zvezda koje se nalaze mnogo dalje. Zato je uveden pojam apsolutne magnitude koja predstavlja prividan sjaj posmatrane zvezde, kada bi se ona nalazila na standardnoj udaljenosti od 10 pc (parseka) sto iznosi oko 33 svetlosne godine. Ova velicina je veoma znacajna jer nam omogucuje da vrsimo poredjenja sjaja zvezda koje se nalaze na raznim udaljenostima, sto se mnogo koristi u astrofizickim istrazivanjima. Tako na primer nase Sunce ima apsolutnu magnitudu 4.8 ; tipicna zvezda gigant izmedju +1 i –1 ; supergigant Rigel – 8.1 ; supernove u maksimumu od -16.5 do –21 i najslabije sjajna zvezda za koju se zna V1289 Aql 18.6. Apsolutna magnituda zvezde (M) moze biti izracunata ako se zna prividna magnituda (m) i paralaksa (p ) zvezde.

M = m + 5 + 5 log p

      Ova formula se moze smatrati tacnom samo ako se zanemari uticaj medjuzvezdanog gasa i prasine koji dodatno slabe sjaj udaljenijim zvezdama. Posto se ova materija ne nalazi uniformno, vec je najgusca prema galaktickoj ravni, popravka uzima u obzir galakticke kordinate posmatrane zvezde.

Bolometrijska magnituda

      Kolicina ukupnog primljenog zracenja od neke posmatrane zvezde u svim oblastima talasnih duzina izrazava se velicinom koja se naziva bolometrijska magnituda (m_bol). Merenja mogu biti nacinjena sa bolometrima - uredjajima koji registruju totalno zracenje bez obzira na talasnu duzinu ili procenom na osnovu merenja standardnim metodama na razlicitim oblastima talasnih duzina. Razlika izmedju bolometrijske magnitude m_bol i prividne vizualne magnitude m_v ili m_pv naziva se bolometrijska korekcija (BC). Ova korekcija je bliska nuli za Sunce i njemu slicne zvezde kod kojih je povrsinska temperatura oko 6500 K. U slucaju toplijih i hladnijih zvezda ova velicina je znacajna jer ovakve zvezde emituju znacajan deo zracenja van vidljivog spektra.

Sadržaj AM