คุณเห็นอะไรด้วยกล้องโทรทรรศน์ราคาถูก? ขนาดที่เห็นได้ชัดเจน. ขนาดที่เห็นได้ชัดเจนของเทห์ฟากฟ้าบางแห่ง
พารามิเตอร์ที่สำคัญที่สุดของกล้องโทรทรรศน์คือเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์ ยิ่งเลนส์กล้องโทรทรรศน์มีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่เท่าไร ดาวฤกษ์ก็จะยิ่งจางลงเท่านั้น ชิ้นส่วนขนาดเล็กเราจะสามารถแยกแยะดาวเคราะห์และดวงจันทร์ได้ รวมถึงแยกดาวฤกษ์คู่ที่อยู่ใกล้กันมากขึ้น ความละเอียดของกล้องโทรทรรศน์วัดเป็นหน่วยอาร์ควินาที และคำนวณโดยใช้สูตรต่อไปนี้ 140/D โดยที่ D คือเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์กล้องโทรทรรศน์ในหน่วย มม. และขนาดดาวฤกษ์ที่เข้าถึงได้สูงสุดของกล้องโทรทรรศน์จะคำนวณโดยสูตร m = 5.5+2.5lgD+2.5lgG โดยที่ D คือเส้นผ่านศูนย์กลางของกล้องโทรทรรศน์ในหน่วย มม. G คือกำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์ เส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์ยังกำหนดกำลังขยายสูงสุดของกล้องโทรทรรศน์ด้วย มีค่าเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางสองเท่าของเลนส์กล้องโทรทรรศน์ในหน่วยมิลลิเมตร ตัวอย่างเช่น กล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์ 150 มม. จะมีกำลังขยายที่มีประโยชน์สูงสุด 300x นี่คือพารามิเตอร์ที่เราจะใช้ตามเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์กล้องโทรทรรศน์
ดาวเคราะห์ขนาดใดที่มองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ ด้วยกำลังขยาย 100 เท่า หนึ่งอาร์ควินาทีจะเท่ากับ 0.12 มม. ที่มองเห็นได้จากระยะ 25 ซม. จากที่นี่ เราสามารถคำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ที่มองเห็นได้ในกล้องโทรทรรศน์ด้วยกำลังขยายที่แน่นอน Dp= Г*0.0012 *d โดยที่ Dp คือเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ในหน่วย มม. ที่มองเห็นได้ในการฉายภาพบนระนาบที่ระยะ 25 ซม. ถึงระนาบ G คือกำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์ d คือเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ใน ส่วนโค้ง วินาที เช่น เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวพฤหัสบดีคือ 46 ส่วนโค้ง วินาที และด้วยกำลังขยาย 100 เท่า จะมีลักษณะเหมือนวงกลมที่วาดบนกระดาษเส้นผ่านศูนย์กลาง 5.5 มม. จากระยะ 25 ซม.
จึงมีกล้องโทรทรรศน์ลดราคาตั้งแต่ 50 มม. ถึง 250 มม. ขึ้นไป นอกจากนี้ พลังการเจาะทะลุและความละเอียดยังขึ้นอยู่กับการออกแบบของกล้องโทรทรรศน์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งการมีอยู่ของตัวกรองตรงกลางด้วยกระจกรองและขนาดของมัน ในกล้องโทรทรรศน์หักเหแสง (เลนส์เลนส์) ไม่มีการกำบังส่วนกลาง และให้ภาพที่ตัดกันและมีรายละเอียดมากกว่า แม้ว่าจะใช้ได้กับกล้องโทรทรรศน์หักเหระยะโฟกัสยาวและอะโพโครมาก็ตาม ในเครื่องหักเหแบบไม่มีสีที่มีโฟกัสสั้น ความคลาดเคลื่อนสีจะลบล้างข้อดีของเครื่องหักเห และกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวมีจำหน่ายที่กำลังขยายต่ำและปานกลาง
เราเห็นอะไรในกล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางต่างกัน:
รีแฟรกเตอร์ 60-70 มม., รีแฟรกเตอร์ 70-80 มม.
ดาวคู่ที่มีระยะห่างมากกว่า 2” - อัลบิเรโอ มิซาร์ ฯลฯ
ดาวจางๆ สูงถึง 11.5 ม.
จุดด่างดำ (พร้อมฟิลเตอร์รูรับแสงเท่านั้น)
เฟสของดาวศุกร์
มีหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์เส้นผ่านศูนย์กลาง 8 กม.
แผ่นน้ำแข็งขั้วโลกและทะเลบนดาวอังคารระหว่างการเผชิญหน้าครั้งใหญ่
เข็มขัดบนดาวพฤหัสบดีและจุดแดงใหญ่ (GRS) ซึ่งเป็นดวงจันทร์สี่ดวงของดาวพฤหัสภายใต้สภาวะที่เหมาะสม
วงแหวนของดาวเสาร์ ร่องแคสสินีภายใต้สภาพการมองเห็นที่ดีเยี่ยม แถบสีชมพูบนดิสก์ของดาวเสาร์
ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนในรูปของดวงดาว
ทรงกลมขนาดใหญ่ (เช่น M13) และกระจุกดาวเปิด
วัตถุในแค็ตตาล็อก Messier เกือบทั้งหมดไม่มีรายละเอียดอยู่ในนั้น
ตัวสะท้อนแสง 80-90 มม., ตัวสะท้อนแสง 100-120 มม., catadioptric 90-125 มม.
ดาวคู่ที่มีระยะห่างระหว่างกัน 1.5 นิ้วขึ้นไป ดาวจางๆ ขนาดไม่เกิน 12 แมกนิจูด
โครงสร้างจุดดับดวงอาทิตย์ แกรนูเลชั่น และแฟลร์ฟิลด์ (พร้อมฟิลเตอร์รูรับแสงเท่านั้น)
เฟสของดาวพุธ
Lunar Craters มีขนาดประมาณ 5 กม.
แผ่นน้ำแข็งขั้วโลกและทะเลบนดาวอังคารระหว่างการเผชิญหน้า
สายพานเพิ่มเติมหลายเส้นบนดาวพฤหัสบดีและ BKP เงาจากดาวเทียมของดาวพฤหัสบดีบนจานดาวเคราะห์
ช่องว่างแคสสินีในวงแหวนดาวเสาร์และดาวเทียม 4-5 ดวง
ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนเป็นดิสก์ขนาดเล็กที่ไม่มีรายละเอียด
กระจุกดาวทรงกลมหลายสิบกระจุกดาวทรงกลมสว่างจะแตกออกเป็นละอองดาวตามขอบ
เนบิวลาดาวเคราะห์และเนบิวลากระจายหลายสิบแห่ง รวมถึงวัตถุทั้งหมดในแค็ตตาล็อกเมสสิเออร์
วัตถุที่สว่างที่สุดจากแค็ตตาล็อก NGC (รายละเอียดบางอย่างสามารถแยกแยะได้จากวัตถุที่สว่างที่สุดและใหญ่ที่สุด แต่กาแลคซีส่วนใหญ่ยังคงเป็นจุดหมอกโดยไม่มีรายละเอียด)
ตัวสะท้อน 100-130 มม. ตัวสะท้อนแสงหรือ catadioptric 130-150 มม.
ดาวคู่ที่มีระยะห่างตั้งแต่ 1 นิ้วขึ้นไป ดาวจางๆ ที่มีขนาดไม่เกิน 13 แมกนิจูด
รายละเอียดเทือกเขาจันทรคติและปล่องภูเขาไฟ ระยะทาง 3-4 กม.
คุณสามารถลองดูจุดต่างๆ บนเมฆบนดาวศุกร์ด้วยฟิลเตอร์สีน้ำเงิน
รายละเอียดมากมายเกี่ยวกับดาวอังคารระหว่างการต่อต้าน
รายละเอียดในแถบดาวพฤหัสบดี
แถบเมฆบนดาวเสาร์
ดาวเคราะห์น้อยและดาวหางจาง ๆ จำนวนมาก
กระจุกดาว เนบิวลา และกาแล็กซีหลายร้อยกระจุก (ร่องรอยของโครงสร้างกังหันสามารถเห็นได้ในกาแลคซีที่สว่างที่สุด (M33, M 51))
จำนวนมากวัตถุในแค็ตตาล็อก NGC (วัตถุจำนวนมากมีรายละเอียดที่น่าสนใจ)
ตัวสะท้อนแสง 150-180 มม. ตัวสะท้อนแสงหรือ catadioptric 175-200 มม.
ดาวคู่ที่มีระยะห่างน้อยกว่า 1 นิ้ว ดาวจางๆ มากถึง 14 แม็ก
การก่อตัวของดวงจันทร์ขนาด 2 กม.
พายุเมฆและฝุ่นบนดาวอังคาร
ดาวเทียม 6-7 ดวงของดาวเสาร์คุณสามารถลองดูดิสก์ของไททันได้
ซี่ในวงแหวนของดาวเสาร์ที่เปิดสูงสุด
ดาวเทียมกาลิลีในรูปของดิสก์ขนาดเล็ก
รายละเอียดของภาพที่มีรูรับแสงดังกล่าวไม่ได้ถูกกำหนดโดยความสามารถของระบบออพติค แต่ขึ้นอยู่กับสภาวะของบรรยากาศ
กระจุกดาวทรงกลมบางกระจุกแยกตัวเป็นดาวฤกษ์จนเกือบถึงใจกลาง
รายละเอียดโครงสร้างของเนบิวลาและกาแล็กซีจำนวนมากสามารถมองเห็นได้เมื่อสังเกตจากการส่องสว่างในเมือง
ตัวสะท้อนแสง 200 มม. ขึ้นไป, ตัวสะท้อนแสงหรือ catadioptric 250 มม. ขึ้นไป
ดาวคู่มีระยะห่างถึง 0.5 นิ้วที่ เงื่อนไขในอุดมคติ,ดาวได้ถึง15ดาว ขนาดและอ่อนแอลง
ในทางดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์
โดยเฉลี่ยภายใต้สภาวะการสังเกตในอุดมคติ ( ฟ้าโปร่ง, ไม่มีแสงสว่าง) วัตถุที่มีขนาดไม่เกิน 6 เมตรสามารถเข้าถึงได้ด้วยตาเปล่า (ขนาดดาวฤกษ์ของวัตถุเหล่านั้น มากกว่ากว่าวัตถุที่สังเกตได้ น้อยสว่าง). อย่างไรก็ตาม ปัจจัยต่างๆ เช่น สภาพทางดาราศาสตร์ ประดิษฐ์ (ในเมือง) หรือจากธรรมชาติ (เช่น จากดวงจันทร์ในระยะที่กว้าง) สภาพบรรยากาศที่ไม่เหมาะสม ความชื้นสูง ทำให้การสังเกตดวงไฟสลัวเป็นไปไม่ได้ ดังนั้น ในความเป็นจริง จำนวนดาวฤกษ์ที่สังเกตได้และปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์อื่นๆ (เช่น อุกกาบาต) มักจะน้อยกว่าที่คาดไว้ทางทฤษฎีเสมอ
ขนาดที่จำกัดจะแสดงลักษณะการมองเห็นวัตถุท้องฟ้าจางๆ ในระหว่างการสังเกตที่กำหนด ยิ่งตัวบ่งชี้นี้สูง วัตถุที่อ่อนแอก็สามารถสังเกตได้ ขนาดดาวฤกษ์ที่จำกัดจึงเป็นตัวบ่งชี้ "อินทิกรัล" ที่ค่อนข้างง่ายซึ่งแสดงลักษณะเงื่อนไขในการสังเกต ท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวซึ่งเกี่ยวข้องกับการที่มักระบุไว้ในรายงานทางดาราศาสตร์ (เช่น การบ่งชี้ "มม~4.5"หมายความว่าในระหว่างการสังเกตจะมองเห็นได้เฉพาะวัตถุที่มีขนาดประมาณ 4.5 ขึ้นไปเท่านั้นที่มองเห็นได้) อย่างไรก็ตามควรสังเกตว่าขนาดดาวฤกษ์สูงสุดในกรณีนี้เป็นตัวบ่งชี้เชิงอัตวิสัยเนื่องจากมันยังขึ้นอยู่กับการมองเห็นของผู้สังเกตการณ์ประสบการณ์ของเขา ฯลฯ .
การประมาณขนาดสูงสุดโดยประมาณระหว่างการสังเกตสมัครเล่นสามารถทำได้โดยการสังเกตดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้จางที่สุดและชี้แจงขนาดดาวฤกษ์เหล่านั้นให้กระจ่างโดยใช้แหล่งอ้างอิง เพื่อการประเมินที่แม่นยำยิ่งขึ้น เราจะนับจำนวนดาวที่มองเห็นได้ภายในพื้นที่มาตรฐานของท้องฟ้า (ขอบเขตของดาวฤกษ์เหล่านั้นคือเส้นแบ่งระหว่างดวงดาวที่เห็นได้ชัดเจน): จำนวนดาวที่เห็นจะจับคู่กับขนาดดาวฤกษ์ที่จำกัดที่สอดคล้องกัน การกำหนดขนาดดาวฤกษ์สูงสุดอย่างแม่นยำที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ในระหว่างการสังเกตด้วยสายตาเป็นสิ่งที่พึงปรารถนาอย่างยิ่ง เช่น เมื่อสังเกตอุกกาบาตเพื่อวิเคราะห์กิจกรรมของฝนดาวตกในภายหลัง
สิ่งอื่นๆ ที่เท่ากัน ขนาดสูงสุดของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้น (จำนวนวัตถุที่สังเกตได้จะมีมากขึ้น) เมื่อทำการสังเกตการณ์ในที่ห่างไกลจากการส่องสว่างในเมือง เมื่อระดับความสูงของผู้สังเกตการณ์เหนือระดับน้ำทะเลเพิ่มขึ้น และเมื่อทำการสังเกตในสภาพอากาศแห้งหรือในสภาพอากาศแห้งด้วย
ดาวฤกษ์เหล่านี้แต่ละดวงมีขนาดที่แน่นอนที่ทำให้สามารถมองเห็นได้
ขนาดของดาวฤกษ์เป็นปริมาณไร้มิติที่เป็นตัวเลขซึ่งระบุลักษณะความสว่างของดาวฤกษ์หรือวัตถุอื่นๆ ในจักรวาลโดยสัมพันธ์กับพื้นที่ที่มองเห็นได้ กล่าวอีกนัยหนึ่ง ค่านี้สะท้อนถึงจำนวนเงิน คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของร่างกายซึ่งผู้สังเกตได้ลงทะเบียนไว้ ดังนั้นค่านี้จึงขึ้นอยู่กับลักษณะของวัตถุที่สังเกตและระยะห่างจากผู้สังเกตถึงวัตถุนั้น คำนี้ครอบคลุมเฉพาะสเปกตรัมที่มองเห็นได้ อินฟราเรด และอัลตราไวโอเลตของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า
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
ขนาดมาตรฐาน
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) ไม่ใช่ดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า (ความสว่างที่ห้า และสามสำหรับผู้สังเกตการณ์จาก CIS) ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าอาจมีขนาดเป็นลบ เช่น (-1.5 ม.) เป็นที่ทราบกันดีในปัจจุบันว่าในบรรดาเทห์ฟากฟ้านั้นไม่เพียงมีดวงดาวเท่านั้น แต่ยังมีวัตถุที่สะท้อนแสงของดวงดาวด้วย - ดาวเคราะห์, ดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อย ขนาดรวมคือ −12.7 ม.
ขนาดสัมบูรณ์และความส่องสว่าง
เพื่อที่จะสามารถเปรียบเทียบความสว่างที่แท้จริงของวัตถุในจักรวาลได้ จึงได้พัฒนาคุณลักษณะเช่นขนาดดาวฤกษ์สัมบูรณ์ขึ้นมา ตามข้อมูลดังกล่าว ค่าของขนาดปรากฏของวัตถุจะถูกคำนวณหากวัตถุนี้อยู่ห่างจากโลก 10 (32.62) ในกรณีนี้ ไม่จำเป็นต้องขึ้นอยู่กับระยะห่างของผู้สังเกตเมื่อเปรียบเทียบดาวฤกษ์ต่างๆ
ขนาดสัมบูรณ์สำหรับ วัตถุอวกาศค ใช้ระยะห่างจากร่างกายถึงผู้สังเกตต่างกัน กล่าวคือ 1 หน่วยดาราศาสตร์ โดยในทางทฤษฎีแล้วผู้สังเกตการณ์ควรอยู่ที่ศูนย์กลางของดวงอาทิตย์
ปริมาณทางดาราศาสตร์ที่ทันสมัยและมีประโยชน์มากขึ้นได้กลายเป็น "ความส่องสว่าง" คุณลักษณะนี้กำหนดปริมาณรังสีทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากวัตถุในจักรวาลในช่วงเวลาหนึ่ง ขนาดสัมบูรณ์ใช้ในการคำนวณ
การพึ่งพาสเปกตรัม
ดังที่ได้กล่าวไปแล้วว่าขนาดสามารถวัดได้สำหรับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าประเภทต่างๆ ดังนั้นจึงมี ความหมายที่แตกต่างกันสำหรับแต่ละช่วงสเปกตรัม เพื่อให้ได้ภาพใดๆ วัตถุอวกาศนักดาราศาสตร์สามารถใช้ ซึ่งมีความไวต่อส่วนความถี่สูงของแสงที่ตามองเห็นได้ และดวงดาวต่างๆ จะปรากฏเป็นสีน้ำเงินในภาพ ขนาดนี้เรียกว่า "ภาพถ่าย", m Pv. เพื่อให้ได้ค่าที่ใกล้เคียงกับการมองเห็น (“ภาพ”, m P) แผ่นถ่ายภาพจะถูกเคลือบด้วยอิมัลชันออร์โธโครมาติกพิเศษและใช้ฟิลเตอร์สีเหลือง
นักวิทยาศาสตร์ได้รวบรวมสิ่งที่เรียกว่าระบบโฟโตเมตริกของพิสัย ซึ่งทำให้สามารถระบุลักษณะสำคัญของวัตถุในจักรวาลได้ เช่น อุณหภูมิพื้นผิว ระดับการสะท้อนของแสง (อัลเบโด้ ไม่ใช่สำหรับดวงดาว) ระดับการดูดกลืนแสง และ คนอื่น. เมื่อต้องการทำเช่นนี้ จะมีการถ่ายภาพแสงในสเปกตรัมที่แตกต่างกันของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและเปรียบเทียบผลลัพธ์ในภายหลัง 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 พื้นผิวของอุปกรณ์หลักทั้งสามเครื่องจะเรืองแสงเป็นระยะๆ แสงแดดสู่พื้นโลกทำให้เกิดแสงวาบที่สว่างนุ่มนวลที่สุดในท้องฟ้านานถึง 10 วินาที
พารามิเตอร์ที่สำคัญที่สุดของกล้องโทรทรรศน์คือ เส้นผ่านศูนย์กลางของเขา เลนส์. ยิ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่ขึ้น เลนส์กล้องโทรทรรศน์ ดาวที่จางกว่า เราจะเห็นสิ่งนั้น รายละเอียดปลีกย่อย เราจะสามารถแยกแยะดาวเคราะห์และดวงจันทร์ได้ รวมถึงแยกดาวฤกษ์คู่ที่อยู่ใกล้กันมากขึ้น ความละเอียดของกล้องโทรทรรศน์วัดเป็นหน่วยอาร์ควินาที และคำนวณโดยใช้สูตรต่อไปนี้ 140/D โดยที่ D คือเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์กล้องโทรทรรศน์ในหน่วย มม. ก ขนาดสูงสุด กล้องโทรทรรศน์คำนวณโดยสูตร m = 5.5+2.5lgD+2.5lgG โดยที่ D คือเส้นผ่านศูนย์กลางของกล้องโทรทรรศน์มีหน่วยเป็น มม. G คือกำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์
เส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์ยังกำหนดกำลังขยายสูงสุดของกล้องโทรทรรศน์ด้วย มีค่าเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางสองเท่าของเลนส์กล้องโทรทรรศน์ในหน่วยมิลลิเมตร ตัวอย่างเช่น กล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์ 150 มม. จะมีกำลังขยายที่มีประโยชน์สูงสุด 300x นี่คือพารามิเตอร์ที่เราจะใช้ตามเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์กล้องโทรทรรศน์
ดาวเคราะห์ขนาดใดที่มองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์
ที่กำลังขยาย 100 เท่า หนึ่งอาร์ควินาทีเท่ากับ 0.12 มม. ซึ่งมองเห็นได้จากระยะ 25 ซม. จากที่นี่ เราสามารถคำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ซึ่งมองเห็นได้ผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายที่แน่นอน
Dp=Г*0.0012*d โดยที่ Dp คือเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ในหน่วย มม. ที่มองเห็นได้ในการฉายภาพบนระนาบที่มีระยะห่างถึงระนาบ 25 ซม. G คือกำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์ d คือเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ใน ส่วนโค้ง วินาที เช่น เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวพฤหัสบดีคือ 46 ส่วนโค้ง วินาที เมื่อใช้กำลังขยาย 100 เท่า จะมีลักษณะเหมือนวงกลมที่วาดบนกระดาษที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 5.5 มม. จากระยะ 25 ซม.
คุณเห็นอะไรในกล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์ต่างกัน
รีแฟรกเตอร์ 60-70 มม., รีแฟรกเตอร์ 70-80 มม.- ดาวคู่ที่มีระยะห่างมากกว่า 2” - Albireo, Mizar ฯลฯ
- ดาวจาง ๆ สูงถึง 11.5 ม.
- จุดด่างดำ (พร้อมฟิลเตอร์รูรับแสงเท่านั้น);
- ระยะของดาวศุกร์;
- บนดวงจันทร์มีหลุมอุกกาบาตที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 8 กม.
- แผ่นน้ำแข็งขั้วโลกและทะเลบนดาวอังคารระหว่างการเผชิญหน้าครั้งใหญ่
- เข็มขัดบนดาวพฤหัสบดีและภายใต้สภาวะที่เหมาะสม จุดแดงใหญ่ (GRS) ดวงจันทร์สี่ดวงของดาวพฤหัสบดี
- วงแหวนของดาวเสาร์ ร่องแคสสินีภายใต้สภาพการมองเห็นที่ดีเยี่ยม แถบสีชมพูบนจานดาวเสาร์
- ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนเป็นดวงดาว
- ทรงกลมขนาดใหญ่ (เช่น M13) และกระจุกดาวเปิด
- วัตถุในแค็ตตาล็อก Messier เกือบทั้งหมดไม่มีรายละเอียดอยู่ในนั้น
- ดาวคู่ที่มีระยะห่างระหว่างกัน 1.5 นิ้วขึ้นไป ดาวจางๆ ที่มีขนาดไม่เกิน 12 แมกนิจูด
- โครงสร้างจุดดับดวงอาทิตย์ แกรนูเลชั่น และแฟลร์ฟิลด์ (พร้อมฟิลเตอร์รูรับแสงเท่านั้น)
- เฟสของดาวพุธ
- หลุมอุกกาบาตทางจันทรคติมีขนาดประมาณ 5 กม.
- แผ่นน้ำแข็งขั้วโลกและทะเลบนดาวอังคารระหว่างการเผชิญหน้า
- สายพานเพิ่มเติมหลายเส้นบนดาวพฤหัสบดีและ BKP เงาจากดาวเทียมของดาวพฤหัสบดีบนจานดาวเคราะห์
- ช่องว่างแคสสินีในวงแหวนดาวเสาร์และดาวเทียม 4-5 ดวง
- ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนในรูปของดิสก์ขนาดเล็กโดยไม่มีรายละเอียด
- กระจุกดาวทรงกลมหลายสิบกระจุกดาวทรงกลมสว่างจะสลายตัวเป็นละอองดาวที่ขอบ
- เนบิวลาดาวเคราะห์และเนบิวลากระจายหลายสิบรายการและวัตถุในแค็ตตาล็อกเมสสิเออร์ทั้งหมด
- วัตถุที่สว่างที่สุดจากแค็ตตาล็อก NGC
- ดาวคู่ที่มีระยะห่างตั้งแต่ 1 นิ้วขึ้นไป ดาวจางๆ ที่มีขนาดถึง 13 แมกนิจูด
- รายละเอียดของเทือกเขาจันทรคติและปล่องภูเขาไฟ ระยะทาง 3-4 กม.
- คุณสามารถลองดูจุดต่างๆ บนเมฆบนดาวศุกร์ด้วยฟิลเตอร์สีน้ำเงิน
- รายละเอียดมากมายเกี่ยวกับดาวอังคารระหว่างการต่อต้าน
- รายละเอียดในเข็มขัดของดาวพฤหัสบดี
- แถบเมฆบนดาวเสาร์
- ดาวเคราะห์น้อยและดาวหางจางๆ จำนวนมาก
- กระจุกดาว เนบิวลา และกาแล็กซีหลายร้อยกระจุก (กระจุกดาวที่สว่างที่สุดมีร่องรอยของโครงสร้างก้นหอย (M33, M51))
- วัตถุแคตตาล็อก NGC จำนวนมาก
- ดาวคู่ที่มีระยะห่างน้อยกว่า 1 นิ้ว ดาวจางๆ ขนาดไม่เกิน 14 แมกนิจูด
- การก่อตัวของดวงจันทร์ขนาด 2 กม.
- พายุเมฆและฝุ่นบนดาวอังคาร
- ดาวเทียม 6-7 ดวงของดาวเสาร์คุณสามารถลองดูดิสก์ของไททันได้
- ซี่ในวงแหวนของดาวเสาร์ที่เปิดสูงสุด
- ดาวเทียมกาลิลีในรูปแบบของดิสก์ขนาดเล็ก
- รายละเอียดของภาพที่มีรูรับแสงดังกล่าวไม่ได้ถูกกำหนดโดยความสามารถของเลนส์อีกต่อไป แต่ขึ้นอยู่กับสถานะของบรรยากาศ
- กระจุกดาวทรงกลมบางดวงแยกตัวเป็นดาวฤกษ์จนเกือบถึงใจกลาง
- รายละเอียดโครงสร้างของเนบิวลาและกาแล็กซีจำนวนมากสามารถมองเห็นได้เมื่อสังเกตจากการส่องสว่างในเมือง
- ดาวคู่ที่มีระยะห่างถึง 0.5 นิ้วภายใต้สภาวะที่เหมาะสม ดาวฤกษ์ที่มีขนาดไม่เกิน 15 แมกนิจูดและจางกว่า
- ดวงจันทร์มีขนาดไม่ถึง 1.5 กม.
- เมฆขนาดเล็กและโครงสร้างขนาดเล็กบนดาวอังคาร ในบางกรณี โฟบอสและดีมอส ซึ่งพบไม่บ่อยนัก
- รายละเอียดจำนวนมากในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี
- การแบ่ง Encke ในวงแหวนของดาวเสาร์ ดิสก์ของไททัน;
- ดาวเทียมของดาวเนปจูนคือไทรทัน
- ดาวพลูโตเป็นดาวจาง ๆ
- รายละเอียดสูงสุดของภาพจะขึ้นอยู่กับสภาวะของบรรยากาศ
- กาแล็กซี กระจุกดาว และเนบิวลาหลายพันแห่ง
- วัตถุเกือบทั้งหมดในแค็ตตาล็อก NGC
- เนบิวลาที่สว่างที่สุดมีสีที่ละเอียดอ่อน
ยังคงต้องสังเกตว่าทางเลือก กำลังขยายขั้นต่ำ อาจได้รับผลกระทบจากการส่องสว่างของท้องฟ้าและทั่วไป การส่องสว่างของจุดสังเกต . เมื่อสังเกตท้องฟ้าที่สว่างผ่านช่องมองภาพที่มีกำลังขยายต่ำ ท้องฟ้าจะมีแสงสว่าง ตัวอย่างเช่น กระจุกดาวเปิดจะดูไม่สวยงาม และเนบิวลาบางดวงก็จะจมหายไปในพื้นหลังของท้องฟ้า นอกจากนี้ ด้วยการส่องสว่างโดยทั่วไปของจุดสังเกตการณ์ เส้นผ่านศูนย์กลางของรูม่านตาจะน้อยกว่า 6 มม. และส่วนหนึ่งของแสงที่กล้องโทรทรรศน์จะรวบรวมไว้จะตกผ่านรูม่านตา และเราจะได้กล้องโทรทรรศน์ที่ไม่มีรูรับแสง แต่เป็นการดีกว่าที่จะไม่สังเกตในสถานที่ที่เปิดรับแสงมากเกินไป พยายามออกไปนอกเมือง หรือหากทำไม่ได้ ให้หาสถานที่สังเกตซึ่งมีร่มเงาจากไฟถนน .
แม้แต่คนที่ห่างไกลจากดาราศาสตร์ก็รู้ว่าดวงดาวมีความสว่างต่างกัน ดวงดาวที่สว่างที่สุดสามารถมองเห็นได้ง่ายในท้องฟ้าในเมืองที่มีแสงมากเกินไป ในขณะที่ดวงดาวที่จางที่สุดแทบจะมองไม่เห็นภายใต้สภาวะการรับชมที่เหมาะสม
เพื่อระบุลักษณะความสว่างของดวงดาวและเทห์ฟากฟ้าอื่นๆ (เช่น ดาวเคราะห์ อุกกาบาต ดวงอาทิตย์และดวงจันทร์) นักวิทยาศาสตร์ได้พัฒนาระดับขนาดของดาวฤกษ์
ขนาดที่เห็นได้ชัดเจน(m; มักเรียกง่ายๆ ว่า "ขนาด") บ่งบอกถึงฟลักซ์การแผ่รังสีที่อยู่ใกล้ผู้สังเกต กล่าวคือ ความสว่างที่สังเกตได้ของแหล่งกำเนิดท้องฟ้า ซึ่งไม่เพียงขึ้นอยู่กับพลังการแผ่รังสีที่แท้จริงของวัตถุเท่านั้น แต่ยังขึ้นอยู่กับระยะห่างจากวัตถุนั้นด้วย
นี่เป็นปริมาณทางดาราศาสตร์ไร้มิติที่แสดงถึงลักษณะการส่องสว่างที่สร้างขึ้นโดยวัตถุท้องฟ้าที่อยู่ใกล้ผู้สังเกตการณ์
การส่องสว่าง– ปริมาณการส่องสว่างเท่ากับอัตราส่วนของฟลักซ์การส่องสว่างที่ตกกระทบบนพื้นที่เล็ก ๆ ของพื้นผิวต่อพื้นที่
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
Hipparchus กำหนดให้ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดมีขนาดดวงแรกและดวงที่จางที่สุดแทบไม่มีเลย มองเห็นได้ด้วยตา, – ประการที่หก ส่วนที่เหลือมีการกระจายเท่าๆ กันระหว่างค่ากลาง นอกจากนี้ Hipparchus ยังแบ่งขนาดดาวฤกษ์เพื่อให้ดาวฤกษ์ขนาด 1 ดูสว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาด 2 มาก เนื่องจากดูสว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาด 3 เป็นต้น กล่าวคือ ความสว่างของดาวฤกษ์ตั้งแต่ระดับไล่ระดับจนถึงระดับไล่ระดับ ดาวเปลี่ยนไปหนึ่งดวงและมีขนาดเท่ากัน
เมื่อมันปรากฏออกมาในภายหลัง การเชื่อมต่อของมาตราส่วนดังกล่าวกับของจริง ปริมาณทางกายภาพลอการิทึมเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงของความสว่างตาจะรับรู้จำนวนเท่ากันว่าเป็นการเปลี่ยนแปลงในปริมาณเท่ากัน - 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
จากผลการสังเกตจริง เขาสันนิษฐานว่า
ดาวฤกษ์ที่มีขนาดดวงแรกนั้นสว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาดที่ 6 ถึง 100 เท่าพอดี
ในกรณีนี้ ตามนิพจน์ (1) ขนาดที่ปรากฏจะถูกกำหนดโดยความเท่าเทียมกัน:
ม. = -2.5 บันทึก E + ก, (2)
2.5 – ค่าสัมประสิทธิ์ Pogson, เครื่องหมายลบ – ส่วย ประเพณีทางประวัติศาสตร์(ดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าจะมีขนาดต่ำกว่า รวมทั้งค่าลบด้วย)
a – จุดศูนย์ของมาตราส่วนขนาด ตั้งค่าไว้ ข้อตกลงระหว่างประเทศเกี่ยวข้องกับการเลือกจุดฐานของสเกลการวัด
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 เวก้ายังคงสามารถใช้เป็นมาตรฐานของขนาดปรากฏเป็นศูนย์ได้ (ตาม ระบบที่ทันสมัยในแถบ V ของระบบ UBV ความสว่างของมันคือ +0.03 ม. ซึ่งแยกไม่ออกจากศูนย์ด้วยตา)
โดยปกติแล้ว จุดศูนย์ของมาตราส่วนขนาดจะถูกถ่ายอย่างมีเงื่อนไขโดยอิงตามชุดดาวฤกษ์ โดยมีการวัดแสงอย่างระมัดระวังโดยใช้วิธีการต่างๆ
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 เนื่องจากมาตราส่วนลอการิทึมสะดวกอย่างยิ่งในการแสดงช่วงค่าขนาดที่กว้างมาก
ต่อมาการทำให้เป็นทางการของป็อกสันกลายเป็นวิธีการมาตรฐานในการประมาณขนาดดาวฤกษ์
จริงอยู่ ระดับสมัยใหม่ไม่ได้จำกัดอยู่เพียงหกขนาดหรือเฉพาะแสงที่มองเห็นอีกต่อไป วัตถุที่สว่างมากอาจมีขนาดเป็นลบได้ ตัวอย่างเช่น ซีเรียส ดาวที่สว่างที่สุด ทรงกลมท้องฟ้ามีขนาดลบ 1.47 ม. 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