ვარსკვლავური სიდიდე

 უზომო ფიზიკური სიდიდე, ახასიათბს განათებას, რომელსაც ციური ობიექტი დამკვლირვებელთან ახლოს ქმნის.
ერთი წყაროს სიკაშკაშეს, მეორე, ეტალონური ობიექტის სიკაშკაშესთან შედარებით განსაზღვრავენ. ასეთი ეტალონების როლში ჩვეულებრივ, სპეციალურად შერჩეული არაცვლადი ვარსკვლავები გამოდიან. თავიდან, ვარსკვლავიერი სიდიდე შემოიღეს, როგორც ოპტიკური ვარსკვლავების ხილული სიკაშკაშის მაჩვენებლი, მოგვიანებით კი ის სხვა დიაპაზონებზეც გავრცელდა: ინფრაწითელი, ულტრაიისფერი. ვარსკვლავიერი სიდიდის სკალა ლოგარითმულია, როგორც დეციბელების სკალა. ამ სკალაზე 5 ერთეულიანი სხვაობა ეტალონურსა და დამზერადი ობიექტების მიერ გამოსხივებულ სინათლის ნაკადებს შორის 100-ჯერად განსხვავებას შეესაბამება. ვარსკვლავიერ სიდიდეს  “m”(ლათ. მაგნიტუდა, სიდიდე) ასოთი აღნიშნავენ. ვარსკვლავიერი სიდიდეების სკალას უკუმიმართულება აქვს. რაც უფრო მაღლია მისი მნიშვნელობა, მით მკრთლია ობიექტი. მაგალითად, მეორე ვარსკვლავიერი სიდიდის ვარსკვლავი(2m) 2,512-ჯერ ელვარეა მესამე ვარსკვლავიერი სიდიდის ვარსკვლავზე(3m) და 2,512 x 2,512 = 6.310-ჯერ ელვარე მეოთხე ვარსკვლავიერი სიდიდის(4m) ვარსკვლავზე.

 ხილული ვარსკვლავური სიდიდე(m; ან უბრალოდ ვარსკვლავიერი სიდიდე) – ციური სხეულის დამზერადი სიკაშკაშე, რომელიც არა მარტო გამოსხივების რეალურ სიმძლავრეზეა დამოკიდებული, არამედ მანძილზეც ამ ობიექტამდე. ხილული სიდიდეების სკალას ჰიპარქეს კატალოგამდე მივყავართ, რომელშიც თვალით ხილული ყველა ვარსკვლავი ელვარების მიხედვით 6 კლასად იყო დაყოფილი. დიდი დათვის თანავარსკვლავედის ვარსკვლავების სიკაშკაშე დაახლოებით 2m, ვეგასი 0m. განსაკუთრებით კაშკაშა მნათობთა ვარსკვლავიერი სიდიდე უარყოფითია: სირიუსი დაახლოებით -1.5m(ანუ მისი სინათლის ნაკადი ვეგას სინათლეზე 4-ჯერ მეტია), ვენერას ელვარება კი ზოგჯერ -5m აღწევს(ანუ 100-ჯერ მეტი ვიდრე ვეგასი). აღსანიშნავია, რომ ვარსკვლავური სიდიდე შეიძლება განისაზღვროს შეუიარაღებელი თვალითაც და ტელესკოპითაც, სპექტრის ხილულ და სხვა დიაპაზონებში.

 აბსოლუტური ვარსკვლავური სიდიდე(М) გვიჩვენებს, თუ როგორი ხილული სიდიდე ექნებოდა მნათობს, რომლამდეც მანძილი 10 პარსეკია და არ ხდება სინათლის შთანთქმა ვარსკვლავთშორისი გარემოს მიერ. ანუ აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე, ხილულისგან განსხვავებით, საშუალებას იძლევა ერთმანეთს შევადაროთ ობიექტთა ჭეშმარიტი ნათობა(სპექტრის მოცემულ დიაპაზონში).

 რაც შეეხება სპექტრულ დიაპაზონებს, აქ ვარსკვლავიერი სიდიდეების სისტემათა სიმრავლეა, რომლებიც კონკრეტულ დიაპაზონში ჩასატარებელ გაზომვებს უკავშირდება. თვალით დაკვირვების დროს(შეუიარაღებელითა და ტელესკოპით) იზომება ვიზუალური ვარსკვლავური სიდიდე(mv). ჩვეულებრივ, ფოტოფირფიტაზე მიღებული ვარსკვლავის გამოსახულების მიხედვით, დამატებითი შუქფილტრების გარეშე, იზომება ფოტოგრაფიული ვარსკვლავური სიდიდე (mP). რადგან ფოტოემულსია ცისფერის მიმართაა მგრძნობიარე და წითლის მიმართ არა, ცისფერი ვარსკვლავები უფრო ელვარედ გამოიყურება ვიდრე სხვები. თუმცა ფოტოფირფიტის დახმარებით, ორთოქრომატული ემულსიითა და ყვითელი შუქფილტრით, ე.წ. ფოტოვიზუალურ ვარსკვლავურ სიდიდეს იღებენ (mPv), რომელიც პრაქტიკულად ვიზუალურს უტოლდება. წყაროს სიკაშკაშეების შედარებით, რომლებიც სხვადასხვა დიაპაზონებშია გაზომილი, შესაძლებელია მათი ფერის, ზედაპირის ტემპერატურის(თუ ვარსკვლავია) ან ალბეოდს(არეკვლის მაჩვენებელი,თუ პლანეტაა) გაგება, ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის ხარისხი და სხვა მნიშვნელოვანი სიდიდეები. ამიტომ შემუშავებულია სტანდარტული ფოტომეტრული სისტემები დიაპაზონთათვის, მათ ძირითადათ შუქფილტრების შერჩევით ადგენენ. ყველაზე პოპულარულია სამფერიანი სისტემა UBV: ულტრაიისფერი(Ultraviolet), ცისფერი(Blue) და ყვითელი(Visual). ამ დროს ყვითელი ყველაზე ახლოსაა ფოტოვიზუალურთან(B mPv), ხოლო ცისფერი – ფოტოგრაფიულთან(B mP). განსაზღვრულ დიაპაზონებში(”ფილტრებში”) ვარსკვლავური სიდიდეების მნიშვნელობებს ასე წერენ: mP = 5; V = 11; U = 7.8, რიცხვისზედა ინდექსის m-ის გამოყენების გარეშე, რადგან ისეც ნათელია, თუ რა ერთეულებზეა საუბარი.

 სპექტრულად-მგრძნობიარე მიმღებების გარდა არსებობს ბალომეტრებიც – გამოსხივების ინტეგრალური მიმღებები. გამოსხივების ნაკადი, შეკრებილი სპექტრის ყველა დიაპაზონებში, ბალომეტრულ ვარსკვლავურ სიდიდეს იძლევა(mb ან mbol), რომლითაც წყაროს ნათობის დადგენაა შესაძლებელი(თუ წყარომდე მანძილი და ვარსკვლვთშორისი შთანთქმის ხარისხი ცნობილია).

Leave a Reply

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *