О размерах и границах
Nov. 20th, 2017 11:44 am![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
atandakil_gunzeДавайте посмотрим на фотографию из https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/68598.html - и задумаемся...
Мы видим звезду колоссального размера со средней плотностью менее 0,00001 килограмма на кубометр - и при этом обсуждаем ее диаметр.
А что, собственно, такое - диаметр такой звезды?
Если у приличной звезды более-менее понятно, что такое поверхность, то для подобных звезд, у которых средняя плотность в тысячи раз меньше плотности воздуха, а плотность внешних слоев меньше плотности воздуха в миллионы и десятки миллионов раз, понять, что такое поверхность, уже непросто. Если бы она была поближе, методами оптической интерферометрии ее еще можно было бы разглядеть в виде диска и договориться о том, начиная с какой яркости это еще звезда, а с какой - уже не звезда.
Словом, общепринятого критерия определения границы звезды нет... И некоторые исследователи более или менее обоснованно настаивают на том, что диаметры гиперколоссов типа VY Большого Пса или VV Цефея можно смело снижать в пару раз, потому что внешняя половина - это легкая нагретая дымка, которую, в сущности, и частью звезды неприлично назвать. Земная техника только недавно путем всяческих ухищрений научилась получать такой глубокий вакуум, как эта, простите, часть звезды.
Теперь посмотрим на фотографию любой гигантской галактики, особенно, эллиптической - и задумаемся о том же самом.
Вот, к примеру, ближайший к нам колосс галактического мира - М 87, она же - Дева А.
Сразу возникают вопросы. Где она заканчивается? Как измерить ее размер?
Особенно актуальны вопросы, если посмотреть на то, что я про нее писал - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/51347.html - и увидеть, что стоит только сфотографировать ее с меньшей экспозицией, видимый размер галактики оказывается куда более скромным. Так что, с учетом того, что галактики умеют продолжаться в космос очень далеко, можно долго размышлять над снимками, сделанными могучим телескопом: а вот эти звездочки, которые дают почти невидимую дымку - это еще галактика, или уже за ее наблюдаемым краем.
И вот оказывается, что если с ответами на эти вопросы для звезд пока есть проблема, и размеры звезды - красного сверхгиганта можно определять по-разному, получая в каждом случае разный результат, то для галактик существует общепринятое определение их видимой границы.
Причиной того, что такое определение дано именно для галактик, является то обстоятельства, что для изучения галактик ответ на вопрос, где она заканчивается, является куда более актуальным, чем для случая звезд
Определение видимой границы галактики можно изложить человеческим языком следующим образом:
За границу наблюдаемой галактики принимается то место, где на одну угловую секунду приходится яркость, соответствующая 25-й звездной величине при фотографировании через синий светофильтр 435 нм (см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html). Там, где ярче, область считается принадлежащей оптически наблюдаемой области галактики, там где менее ярко - считается вне оптической зоны галактики.
Ну, а поскольку в науке ничего нельзя сказать просто, официальное определение оптического размера звучит так:
Оптическим размером галактики считается фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в стандартном фильтре B.
Согласитесь - сказано то же самое, но звучит куда красивее... :)
Обозначается эта величина D25.
Ну, а если Вы захотите узнать, насколько же яркой является эта самая граничная величина, то скажу просто - это в десятки раз менее ярко, чем обычное ночное безлунное и неподсвеченное небо.
Мы видим звезду колоссального размера со средней плотностью менее 0,00001 килограмма на кубометр - и при этом обсуждаем ее диаметр.
А что, собственно, такое - диаметр такой звезды?
Если у приличной звезды более-менее понятно, что такое поверхность, то для подобных звезд, у которых средняя плотность в тысячи раз меньше плотности воздуха, а плотность внешних слоев меньше плотности воздуха в миллионы и десятки миллионов раз, понять, что такое поверхность, уже непросто. Если бы она была поближе, методами оптической интерферометрии ее еще можно было бы разглядеть в виде диска и договориться о том, начиная с какой яркости это еще звезда, а с какой - уже не звезда.
Словом, общепринятого критерия определения границы звезды нет... И некоторые исследователи более или менее обоснованно настаивают на том, что диаметры гиперколоссов типа VY Большого Пса или VV Цефея можно смело снижать в пару раз, потому что внешняя половина - это легкая нагретая дымка, которую, в сущности, и частью звезды неприлично назвать. Земная техника только недавно путем всяческих ухищрений научилась получать такой глубокий вакуум, как эта, простите, часть звезды.
Теперь посмотрим на фотографию любой гигантской галактики, особенно, эллиптической - и задумаемся о том же самом.
Вот, к примеру, ближайший к нам колосс галактического мира - М 87, она же - Дева А.
Сразу возникают вопросы. Где она заканчивается? Как измерить ее размер?
Особенно актуальны вопросы, если посмотреть на то, что я про нее писал - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/51347.html - и увидеть, что стоит только сфотографировать ее с меньшей экспозицией, видимый размер галактики оказывается куда более скромным. Так что, с учетом того, что галактики умеют продолжаться в космос очень далеко, можно долго размышлять над снимками, сделанными могучим телескопом: а вот эти звездочки, которые дают почти невидимую дымку - это еще галактика, или уже за ее наблюдаемым краем.
И вот оказывается, что если с ответами на эти вопросы для звезд пока есть проблема, и размеры звезды - красного сверхгиганта можно определять по-разному, получая в каждом случае разный результат, то для галактик существует общепринятое определение их видимой границы.
Причиной того, что такое определение дано именно для галактик, является то обстоятельства, что для изучения галактик ответ на вопрос, где она заканчивается, является куда более актуальным, чем для случая звезд
Определение видимой границы галактики можно изложить человеческим языком следующим образом:
За границу наблюдаемой галактики принимается то место, где на одну угловую секунду приходится яркость, соответствующая 25-й звездной величине при фотографировании через синий светофильтр 435 нм (см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html). Там, где ярче, область считается принадлежащей оптически наблюдаемой области галактики, там где менее ярко - считается вне оптической зоны галактики.
Ну, а поскольку в науке ничего нельзя сказать просто, официальное определение оптического размера звучит так:
Оптическим размером галактики считается фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в стандартном фильтре B.
Согласитесь - сказано то же самое, но звучит куда красивее... :)
Обозначается эта величина D25.
Ну, а если Вы захотите узнать, насколько же яркой является эта самая граничная величина, то скажу просто - это в десятки раз менее ярко, чем обычное ночное безлунное и неподсвеченное небо.
