Что мы знаем о мироздании, каков космос? Вселенная – это трудно постижимый человеческим разумом безграничный мир, который кажется нереальным и нематериальным. На самом деле нас окружает материя, безграничная в пространстве и во времени, способная принимать различные формы. Чтобы попытаться понять истинные масштабы космического пространства, как устроена Вселенная, строение мироздания и процессы эволюции, нам потребуется переступить порог собственного мироощущения, взглянуть на окружающий нас мир под другим ракурсом, изнутри.

Взгляд на бескрайние просторы космоса с Земли

Образование Вселенной: первые шаги

Космос, который мы наблюдаем в телескопы, является только частью звездной Вселенной, так называемой Мегагалактикой. Параметры космологического горизонта Хаббла колоссальные – 15-20 млрд. световых лет. Эти данные приблизительны, так как в процессе эволюции Вселенная постоянно расширяется. Расширение Вселенной происходит путем распространения химических элементов и реликтового излучения. Структура Вселенной постоянно меняется. В пространстве возникают скопления галактик, объекты и тела Вселенной — это миллиарды звезд, формирующие элементы ближнего космоса — звездные системы с планетами и со спутниками.

А где начало? Как появилась Вселенная? Предположительно возраст Вселенной составляет 20 млрд. лет. Возможно, источником космической материи стало горячее и плотное протовещество, скопление которого в определенный момент взорвалось. Образовавшиеся в результате взрыва мельчайшие частицы разлетелись во все стороны, и продолжают удаляться от эпицентра в наше время. Теория Большого взрыва, которая сейчас доминирует в научных кругах, наиболее точно подходит под описания процесса образования Вселенной. Возникшее в результате космического катаклизма вещество представляло собой разнородную массу, состоящую из мельчайших неустойчивых частиц, которые сталкиваясь и разлетаясь, стали взаимодействовать друг с другом.

Большой взрыв – теория возникновения Вселенной, объясняющая ее образование. Согласно этой теории изначально существовало некоторое количество вещества, которое в результате определенных процессов взорвалось с колоссальной силой, разбросав в окружающее пространство массу матери.

Спустя некоторое время, по космическим меркам — мгновение, по земному летоисчислению — миллионы лет, наступил этап материализации пространства. Из чего состоит Вселенная? Рассеянное вещество стало концентрироваться в сгустки, большие и малые, на месте которых впоследствии стали возникать первые элементы Вселенной, огромные газовые массивы — ясли будущих звезд. В большинстве случаев процесс формирования материальных объектов во Вселенной объясняется законами физики и термодинамики, однако существует ряд моментов, которые пока не поддаются объяснению. К примеру, почему в одной части пространства расширяющееся вещество концентрируется больше, тогда как в другой части мироздания материя сильно разрежена. Ответы на эти вопросы можно будет получить только тогда, когда станет понятен механизм образования космических объектов, больших и малых.

Сейчас же процесс образования Вселенной объясняется действием законов Вселенной. Гравитационная нестабильность и энергия в разных участках запустили процессы формирования протозвезд, которые в свою очередь под воздействием центробежных сил и гравитации образовали галактики. Другими словами, в то время как материя продолжала и продолжает расширяться, под воздействием сил тяготения начались процессы сжатия. Частицы газовых облаков стали концентрироваться вокруг мнимого центра, образуя в итоге новое уплотнение. Строительным материалом в этой гигантской стройке является молекулярный водород и гелий.

Химические элементы Вселенной — первичный строительный материал, из которого шло впоследствии формирование объектов Вселенной

Дальше начинает действовать закон термодинамики, приводятся в действие процессы распада и ионизации. Молекулы водорода и гелия распадаются на атомы, из которых под действием сил гравитации формируется ядро протозвезды. Эти процессы являются законами Вселенной и приняли форму цепной реакции, происходят во всех далеких уголках Вселенной, заполнив мироздание миллиардами, сотнями миллиардов звезд.

Эволюция Вселенной: основные моменты

На сегодняшний день в научных кругах бытует гипотеза о цикличности состояний, из которых соткана история Вселенной. Возникнув в результате взрыва протовещества скопления газа, стали яслями для звезд, которые в свою очередь сформировали многочисленные галактики. Однако достигнув определенной фазы, материя во Вселенной начинает стремиться к своему изначальному, концентрированному состоянию, т.е. за взрывом и последующим расширением вещества в пространстве следует сжатие и возврат к сверхплотному состоянию, к исходной точке. Впоследствии все повторяется, за рождением следует финал и так на протяжении многих миллиардов лет, до бесконечности.

Начало и конец мироздания в соответствии с цикличностью эволюции Вселенной

Однако опустив тему образования Вселенной, которая остается открытым вопросом, следует перейти к строению мироздания. Еще в 30-е годы XX века стало ясно, что космическое пространство поделено на районы – галактики, которые являются огромными образованиями, каждое со своим звездным населением. При этом галактики не являются статическими объектами. Скорость разлета галактик от мнимого центра Вселенной постоянно меняется, о чем свидетельствует сближение одних и удаление других друг от друга.

Все перечисленные процессы с точки зрения продолжительности земной жизни длятся очень медленно. С точки зрения науки и этих гипотез — все эволюционные процессы происходят стремительно. Условно эволюцию Вселенной можно разделить на четыре этапа – эры:

• адронная эра;
• лептонная эра;
• фотонная эра;
• звездная эра.

Космическая шкала времени и эволюции Вселенной, в соответствии с которой можно объяснить появление космических объектов

На первом этапе все вещество было сконцентрировано в одной большой ядерной капле, состоящей из частиц и античастиц, объединенных в группы – адроны (протоны и нейтроны). Соотношение частиц и античастиц составляет примерно 1:1,1. Далее наступает процесс аннигиляции частиц и античастиц. Оставшиеся протоны и нейтроны являются тем строительным материалом, из которого формируется Вселенная. Продолжительность адронной эры ничтожна, всего 0,0001 секунды — период взрывной реакции.

Далее, спустя 100 секунд, начинается процесс синтеза элементов. При температуре миллиард градусов в процессе ядерного синтеза образуются молекулы водорода и гелия. Все это время вещество продолжает расширяться в пространстве.

С этого момента начинается длительный, от 300 тыс. до 700 тыс. лет, этап рекомбинации ядер и электронов, формирующих атомы водорода и гелия. При этом наблюдается снижение температуры вещества, падает интенсивность излучения. Вселенная становится прозрачной. Образовавшийся в колоссальных количествах водород и гелий под действием сил гравитации превращает первичную Вселенную в гигантскую строительную площадку. Через миллионы лет начинается звездная эра – представляющая собой процесс образования протозвезд и первых протогалактик.

Такое деление эволюции на этапы вписывается в модель горячей Вселенной, которая объясняет многие процессы. Истинные причины Большого взрыва, механизм расширения материи остаются необъяснимыми.

Строение и структура Вселенной

С образования водородного газа начинается звездная эра эволюции Вселенной. Водород под действием гравитации скапливается в огромные скопления, сгустки. Масса и плотность таких скоплений колоссальны, в сотни тысяч раз превышают массу самой сформировавшейся галактики. Неравномерное распределение водорода, наблюдавшееся на начальной стадии формирования мироздания, объясняет различия в размерах образовавшихся галактик. Там, где должно было существовать максимальное скопление водородного газа, образовались мегагалактики. Где концентрация водорода была незначительной, появились галактики меньших размеров, подобные нашему звездному дому — Млечному Пути.

Версия, в соответствии с которой Вселенная представляет собой точку начала-конца, вокруг которой вращаются галактики на разных этапах развития

С этого момента Вселенная получает первые образования с четкими границами и физическими параметрами. Это уже не туманности, скопления звездного газа и космической пыли (продукты взрыва), протоскопления звездной материи. Это звездные страны, площадь которых огромна с точки зрения человеческого разума. Вселенная становится полна интересных космических феноменов.

С точки зрения научных обоснований и современной модели Вселенной, сначала формировались галактики в результате действия гравитационных сил. Происходило превращение материи в колоссальный вселенский водоворот. Центростремительные процессы обеспечили последующую фрагментацию газовых облаков в скопления, которые стали местом рождения первых звезд. Протогалактики с быстрым периодом вращения превратились со временем в спиральные галактики. Там, где вращение было медленным, и в основном наблюдался процесс сжатия вещества, образовались неправильные галактик, чаще эллиптические. На этом фоне во Вселенной происходили более грандиозные процессы — формирование сверхскоплений галактик, которые тесно соприкасаются своими краями друг с другом.

Сверхскопления — это многочисленные группы галактик и скоплений галактик в составе крупномасштабной структуры Вселенной. В пределах 1 млрд св. лет находится около 100 сверхскоплений

С этого момента стало ясно, что Вселенная представляет собой огромную карту, где континентами являются скопления галактик, а странами — мегагалактики и галактики, образовавшиеся миллиарды лет назад. Каждое из образований состоит из скопления звезд, туманностей, скоплений межзвездного газа и пыли. Однако все это население составляет лишь 1% от общего объема вселенских образований. Основную массу и объем галактик занимает темная материя, природу которой выяснить не представляется возможным.

Разнообразие Вселенной: классы галактик

Стараниями американского ученого астрофизика Эдвина Хаббла мы теперь имеем границы Вселенной и четкую классификацию галактик, населяющих ее. В основу классификации легли особенности структуры этих гигантских образований. Почему галактики имеют разную форму? Ответ на этот и многие другие вопросы дает классификация Хаббла, в соответствии с которой Вселенная состоит из галактик следующих классов:

• спиральные;
• эллиптические;
• иррегулярные галактики.

К первым относятся наиболее распространенные образования, которыми заполнено мироздание. Характерными чертами спиральных галактик является наличие четко выраженной спирали, которая вращается вокруг яркого ядра либо стремится к галактической перемычке. Спиральные галактики с ядром обозначаются символами S, тогда как у объектов с центральной перемычкой обозначение уже SB. К этому классу относится и наша галактика Млечный Путь , в центре которой ядро разделено светящейся перемычкой.

Типичная спиральная галактика. В центре отчетливо видны ядро с перемычкой от концов которой исходят спиральные рукава.

Подобные образования разбросаны по Вселенной. Ближайшая к нам спиральная галактика Андромеда — гигант, который стремительно сближается с Млечным Путем. Наибольшей из известных нам представительниц этого класса является гигантская галактика NGC 6872. Диаметр галактического диска этого монстра составляет примерно 522 тысячи световых лет. Находится этот объект на расстоянии от нашей галактики в 212 млн. световых лет.

Следующим, распространенным классом галактических образований являются эллиптические галактики. Их обозначение в соответствии с классификацией Хаббла буква Е (elliptical). По форме эти образования эллипсоиды. Несмотря на то, что подобных объектов во Вселенной достаточно много, эллиптические галактики не отличатся выразительностью. Состоят они в основном из гладких эллипсов, которые наполнены звездными скоплениями. В отличие от галактических спиралей, эллипсы не содержат скоплений межзвездного газа и космической пыли, которые являются основными оптическими эффектами визуализации подобных объектов.

Типичный представитель этого класса, известный на сегодняшний день — эллиптическая кольцевая туманность в созвездии Лиры. Этот объект расположен от Земли на расстоянии 2100 световых лет.

Вид эллиптической галактики Центавр А в телескоп CFHT

Последний класс галактических объектов, которыми населена Вселенная — иррегулярные или неправильные галактики. Обозначение по классификации Хаббла – латинский символ I. Основная черта – это неправильная форма. Другими словами у подобных объектов нет четких симметричных форм и характерного рисунка. По своей форме такая галактика напоминает картину вселенского хаоса, где звездные скопления чередуются с облаками газа и космической пыли. В масштабах Вселенной иррегулярные галактики — явление частое.

В свою очередь неправильные галактики делятся на два подтипа:

• иррегулярные галактики I подтипа имеют сложную неправильной формы структуру, высокую плотную поверхность, отличающуюся яркостью. Нередко такая хаотическая форма неправильных галактик является следствием разрушившихся спиралей. Типичный пример подобной галактики — Большое и Малое Магелланово Облако;
• иррегулярные, неправильные галактики II подтипа имеют низкую поверхность, хаотическую форму и не отличаются высокой яркостью. Вследствие снижения яркости, подобные образования трудно обнаружить на просторах Вселенной.

Большое Магелланово Облако является самой ближайшей к нам неправильной галактикой. Оба образования в свою очередь являются спутниками Млечного Пути и могут быть в скором времени(через 1-2 млрд. лет) поглощены более крупным объектом.

Неправильная галактика Большое Магелланово облако — спутник нашей галактики Млечный Путь

Несмотря на то, что Эдвин Хаббл достаточно точно расставил галактики по классам, данная классификация не является идеальной. Больше результатов мы могли бы достичь, включи в процесс познания Вселенной теорию относительности Эйнштейна. Вселенная представлена богатством разнообразных форм и структур, каждая из которых имеет свои характерные свойства и особенности. Недавно астрономы сумели обнаружить новые галактические образования, которые по описанию являются промежуточными объектами, между спиральными и эллиптическими галактиками.

Млечный Путь — самая известная нам часть Вселенной

Две спиральные ветви, симметрично расположенные вокруг центра, составляют основное тело галактики. Спирали в свою очередь состоят из рукавов, которые плавно перетекают друг в друга. На стыке рукавов Стрельца и Лебедя расположилось наше Солнце, находящееся от центра галактики Млечный Путь на расстоянии 2,62·10¹⁷км. Спирали и рукава спиральных галактик – это скопления звезд, плотность которых увеличивается по мере приближения к галактическому центру. Остальную массу и объем галактических спиралей составляет темная материя, и только малая часть приходится на межзвездный газ и космическую пыль.

Положение Солнца в рукавах Млечного Пути, место нашей галактики во Вселенной

Толщина спиралей составляет примерно 2 тыс. световых лет. Весь это слоеный пирог находится в постоянном движении, вращаясь с огромной скоростью 200-300 км/с. Чем ближе к центру галактики, тем выше скорость вращения. Солнцу и нашей Солнечной системе потребуется 250 млн. лет, чтобы совершить полный оборот вокруг центра Млечного Пути.

Наша галактика состоит из триллиона звезд, больших и малых, сверхтяжелых и средней величины. Самое плотное скопление звезд Млечного Пути — рукав Стрельца. Именно в этой области наблюдается максимальная яркость нашей галактики. Противоположная часть галактического круга наоборот, менее яркая и плохо различима при визуальном наблюдении.

Центральная часть Млечного Пути представлена ядром, размеры которого предположительно составляют 1000-2000 парсек. В этой самой яркой области галактики сосредоточено максимальное количество звезд, которые имеют различные классы, свои пути развития и эволюции. В основном это старые сверхтяжелые звезды, находящиеся на финальной стадии Главной последовательности. Подтверждением наличия стареющего центра галактики Млечный Путь является наличие в этой области большого числа нейтронных звезд и черные дыры. Действительно – центр спирального диска любой спиральной галактики — сверхмассивная черная дыра, которая словно гигантский пылесос всасывает в себя небесные объекты и реальную материю.

Сверхмассивная черная дыра, находящаяся в центральной части Млечного Пути – место гибели всех галактических объектов

Что касается звездных скоплений, то ученым сегодня удалось классифицировать два вида скоплений: шарообразные и рассеянные. Помимо звездных скоплений спирали и рукава Млечного Пути, как и любой другой спиральной галактики, состоят из рассеянной материи и темной энергии. Являясь последствием Большого взрыва, материя пребывает в сильно разреженном состоянии, которое представлено разреженным межзвездным газом и частицами пыли. Видимая часть материи представляет собой туманности, которые в свою очередь делятся на два типа: планетарные и диффузные туманности. Видимая часть спектра туманностей объясняется преломлением света звезд, которые излучают свет внутри спирали по всем направлениями.

В этом космическом супе и существует наша Солнечная система. Нет, мы не единственные в этом огромном мире. Как и у Солнца , многие звезды имеют свои планетарные системы. Весь вопрос в том, как обнаружить далекие планеты, если расстояния даже в пределах нашей галактики превышают продолжительность существования любой разумной цивилизации. Время во Вселенной измеряется другими критериями. Планеты со своими спутниками, самые мелкие объекты во Вселенной. Количество подобных объектов не поддается исчислению. Каждая из тех звезд, которые находятся в видимом диапазоне, могут иметь собственные звездные системы. В наших силах увидеть только самые ближайшие к нам существующие планеты. Что происходит по соседству, какие миры существуют в других рукавах Млечного Пути и какие планеты существуют в других галактиках, остается загадкой.

Kepler-16 b - экзопланета у двойной звезды Kepler-16 в созвездии Лебедь

Заключение

Имея только поверхностное представление о том, как появилась и как эволюционирует Вселенная, человек сделал лишь маленький шаг на пути постижения и осмысливания масштабов мироздания. Грандиозные размеры и масштабы, с которыми ученым приходится сегодня иметь дело, говорят о том, что человеческая цивилизация — лишь мгновение в этом пучке материи, пространства и времени.

Модель Вселенной в соответствии с понятием присутствия материи в пространстве с учетом времени

Изучение Вселенной идет от Коперника и до наших дней. Сначала ученые отталкивались от гелиоцентрической модели. На деле оказалось, что космос не имеет реального центра и все вращение, движение и перемещение происходит по законам Вселенной. Несмотря на то, что существует научное объяснение происходящим процессам, вселенские объекты распределены на классы, виды и типы, ни одно тело в космосе не похоже на другое. Размеры небесных тел примерны, так же как и их масса. Расположение галактик, звезд и планет условно. Все дело в том, что во Вселенной нет системы координат. Наблюдая за космосом, мы делаем проекцию на весь видимый горизонт, считая нашу Землю нулевой точкой отсчета. На самом деле мы только микроскопическая частичка, затерявшаяся в бесконечных просторах Вселенной.

Вселенная – это субстанция, в которой все объекты существуют в тесной привязке к пространству и времени

Аналогично привязки к размерам, следует рассматривать время во Вселенной, как главную составляющую. Зарождение и возраст космических объектов позволяет составить картину рождения мира, выделить этапы эволюции мироздания. Система, с которой мы имеем дело, тесно связана временными рамками. Все процессы, протекающие в космосе, имеют циклы — начало, формирование, трансформацию и финал, сопровождающийся гибелью материального объекта и перехода материи в другое состояние.

Невероятные факты

Задумывались ли вы когда-нибудь, насколько большой является Вселенная?

8. Однако это ничто по сравнению с Солнцем.

Фото Земли из космоса

9. А это вид нашей планеты с Луны .

10. Это мы с поверхности Марса .

11. А это вид Земли за кольцами Сатурна .

12. А это знаменитая фотография "Бледно-голубая точка ", где Земля сфотографирована с Нептуна, с расстояния почти 6 миллиардов километров.

13. Вот размер Земли в сравнении с Солнцем , которое даже не помещается полностью на фотографии.

Самая большая звезда

14. А это Солнце с поверхности Марса .

15. Как однажды сказал известный астроном Карл Саган, в космосе больше звезд, чем песчинок на всех пляжах Земли.

16. Существует множество звезд, которые гораздо больше нашего Солнца . Только посмотрите, насколько крошечным является Солнце.

Фото галактики Млечный путь

18. Но ничто не может сравниться с размерами галактики. Если уменьшить Солнце до размеров лейкоцита (белой кровяной клетки), и уменьшить Галактику Млечный путь, используя тот же масштаб, Млечный путь был бы размером с США.

19. Это потому, что Млечный путь просто огромен. Вот, где находится Солнечная система внутри него.

20. Но мы видим лишь очень малую часть нашей галактики .

21. Но даже наша галактика крошечная по сравнению с другими. Вот Млечный путь в сравнении с галактикой IC 1011 , которая находится на расстоянии 350 миллионов световых лет от Земли.

22. Задумайтесь, на этой фотографии, сделанной телескопом Хаббл, тысячи галактик , каждая из которых содержит миллионы звезд, каждая со своими планетами.

23. Вот одна из галактик UDF 423, находящаяся на расстоянии 10 миллиардов световых лет . Когда вы смотрите на эту фотографию, вы глядите на миллиарды лет в прошлое. Некоторые из этих галактик сформировались через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва.

24. Но помните, что эта фотография является очень, очень маленькой частью Вселенной . Это просто незначительная частица ночного неба.

25. Можно вполне уверенно предположить, что где-то есть черные дыры . Вот размер черной дыры в сравнении с орбитой Земли.

2.7. Типы фундаментальных взаимодействий в физике

2.8. Попытки построения Теории Всего Сущего

Глава 3

3.1. Модель материальной точки и законы классической механики

3.3. Движения планет и законы Кеплера

3.4. Закон всемирного тяготения

3.5. Связь законов сохранения со свойствами пространства и времени

3.6. Колебания и волны в природе и их описание. Гармонический осциллятор

3.7. Распространение звука в средах и реакция организма на звуковые волны

3.8. Описание волновых процессов. Типы и свойства волн. Спектр и его анализ

3.9. Эффект Доплера, его исследование и значение для науки

3.10. Явление резонанса. Резонансы в движении планет

Глава 4

4.1. Теплота, температура и механический эквивалент теплоты

4.2. Понятие «внутренняя энергия». Первое начало термодинамики

4.3. Преобразование тепловой энергии в механическую работу

4.4. Понятие «энтропия». Суть спора о «тепловой смерти Вселенной»

4.5. Начала термодинамики. Энтропия и вероятность. Принцип Больцмана

4.6. Микро- и макропеременные в описании систем. Основные модели

4.7. Основные положения молекулярно-кинетической теории и эмпирические газовые законы

4.8. Связь параметров газа с его микроструктурой. Распределение Максвелла

4.9. Распределение частиц газа во внешнем поле и в атмосферах планет

4.10. Понятие «флуктуация» и точность измерений

4.11. Процессы обратимые и необратимые. Принцип локального равновесия

Глава 5

5.2. Волновые свойства света. Спектр электромагнитного излучения

5.3. Явление дисперсии сред и доказательство материального единства мира

5.4. Законы теплового излучения, кризис классической теории и появление квантовой гипотезы

5.5. Открытие электрона и радиоактивности. Рождение представлений о сложном строении атома

5.6. Планетарная модель строения атома. Современная наука и постулаты Бора

5.7. Корпускулярные свойства света. Фотоны Эйнштейна и доказательство их реальности

5.8. Поглощение и испускание квантов света. Спонтанное и вынужденное излучения

5.9. Корпускулярно-волновые свойства вещества и значение их открытия

Глава 6 концепции взаимодействий и структур в микромире

6.1. Описание движения микрочастиц. Принципы дополнительности и причинности

6.2. Принципы соответствия и неопределенности. Роль прибора и процесса измерения в квантовой механике

6.3. Строение химических элементов и понимание Периодической таблицы Менделеева

6.4. Радиоактивные элементы и возможности превращения элементов

6.5. Представления о строении атомного ядра

6.6. Элементарные частицы и проблема поиска «первичных объектов»

Глава 7

7.1. Представление о строении молекул

7.2. Развитие представлений о составе веществ. Законы стехиометрии

7.3. Развитие структурной химии

7.4. Строение веществ в разных агрегатных состояниях

7.5. Строение и свойства металлов

7.6. Структура и уникальные свойства воды

7.7. Строение и свойства атома углерода, определившие его роль в природе

Глава 8

8.2. Цепные реакции и свободные радикалы

8.3. Особенности растворения в воде различных веществ

8.4. Процессы диффузии и осмоса, их роль в клеточных мембранах

8.5. Понятия фазы и фазового перехода. Фазовые переходы первого и второго рода

8.6. Сверхтекучесть и сверхпроводимость

8.7. Возникновение самоорганизации в неравновесных системах. Понятие обратных связей

Глава 9

9.2. Звезды, их характеристики и эволюция

9.3. Переменные звезды и их эволюция. Конечные стадии эволюции звезд и Солнца

9.4. Галактика, ее форма и строение. Солнечная система в Галактике

9.5. Многообразие мира галактик. Содержание и значение закона Хаббла

9.6. Сценарий стационарной Вселенной и «Космология Большого Взрыва»

9.7. Рождение частиц по современной модели развития Вселенной

9.8. Модель инфляционной Вселенной. Возникновение во Вселенной крупномасштабных неоднородностей

Глава 10

10.2. Формирование малых тел Солнечной системы, Луны и Земли. Движения Земли, строение геосфер и изучение процессов

10.3. Распространенность и круговороты химических элементов на Земле

10.4. Модели появления геологических структур на поверхности Земли

10.5. Геохронологическая шкала эволюции Земли

10.6. Самоорганизация при образовании планет и взаимодействии геосфер

Глава 11

11.2. Основные свойства живой материи

11.3. Уровни организации живой природы на Земле

11.4. Молекулярно-генетический уровень организации живой материи. Строение и структура макромолекул белков

11.5. Установление строения и структуры молекул днк и рнк

11.6. Молекулярные механизмы генетической репродукции, синтеза белка и изменчивости

11.7. Молекулярный механизм процессов обмена веществ и энергии

11.8. Молекулярные основы воспроизведения генетической информации и осуществления связи между клетками

Глава 12

12.2. Строение и функции основных органелл клетки

12.3. Функции клеточных мембран. Работа «ионного насоса»

12.4. Процессы фотосинтеза и клеточного дыхания

12.6. Понятие о неодарвинизме и синтетической теории эволюции

12.7. Понятия микро- и макроэволюции. Естественный отбор - направляющий фактор эволюции

12.8. Основные гипотезы происхождения живого

12.9. Концепция происхождения живого по гипотезе Опарина-Холдейна

12.10. Современная оценка концепции биохимической эволюции в биологии

Глава 13

13.2. Порядок и хаос в больших системах. Понятие фрактала

13.3. Пороговый характер самоорганизации и представление о теории катастроф

13.4. Математические закономерности эволюции. Понятие бифуркации

13.5. Синергетика - новый научный метод

13.6. Эволюционная химия. Возникновение упорядоченности в химических реакциях

13.7. Возникновение самоорганизации в морфогенезе

13.8. Моделирование отношений между трофическими уровнями в биоценозах

13.9. Элементы теории самоорганизованной критичности

Глава 14

14.2. Распределение на Земле солнечной энергии. Биотический круговорот

14.3. Связи между организмами в экосистеме

14.4. Самоорганизация в формировании климата

14.5. Концепции эволюции растительного и животного мира

14.6. Человек - качественно новая ступень развития биосферы

14.7. Концепции коэволюции и ноосферы

14.8. Естественно-научная картина мира и общественная мысль

Заключение

Список литературы

Глава 4. Концепции классической термодинамики

Глава 5. Концепции строения и корпускулярно-волновой дуализм

Глава 6. Концепции взаимодействий и структур в микромире208

Глава 7. Концепции строения вещества (от микромира

Глава 8. Концепции процессов и возможности управления ими283

Глава 9. Концепции строения, эволюционных процессов

Глава 10. Концепции строения, эволюционных процессов

Глава 11. Основные формы, свойства и уровни организации живой

Глава 12. Онтогенетический уровень организации жизни.

Глава 13. Концепции самоорганизации и моделирования

Глава 14. Концепции строения и функционирования на биосферном уровне организации живой материи557

Дубнищева Татьяна Яковлевна

Учебное пособие

2.2. Масштабы расстояний во Вселенной. Методы оценок размеров и расстояний

Бесконечность и огромность Вселенной вызывают чувство восхищения и трепета.

Так, немецкий физик, изобретатель воздушного насоса, показавший существование давления воздуха (опыт с «магдебургскими полушариями») и изучивший многие его свойства, О. фон Герике ставил опыты, чтобы доказать, что Вселенная пуста, вездесуща и бесконечна. Это противоречило науке начала XVII в. Он писал, что его в стремлении узнать строение мира прежде всего потрясла невообразимая протяженность

Вселенной. Она-то и возбудила в нем не дающее покоя стремление увериться, чем является то, что распространяется между небесными телами: «Чем же, в сущности, оно является? А ведь оно содержит все и дает место для бытия и существования. Может быть, это какая-то огненная небесная материя, твердая (как утверждали аристотелики), жидкая (как думают Коперник и Тихо Браге) или какая-нибудь прозрачная пятая эссенция? Или же пространство свободно от всякой материи, т.е. есть постоянно отрицаемая пустота».

Расстояния в мире звезд измеряют в световых годах (1 св. год ≈ ≈ 9,5 10 12 км), или в парсеках (1 пк = 3,26 св. года = 206 265 а.е. = = 3,1 10 16 м). Расстояние от Земли до Солнца в 1 а.е. (астрономическая единица) ≈ 150 млн км, его свет преодолевает за 8,5 мин. Луна находится на расстоянии около 1 св. с, или 384 тыс. км, или 60 радиусов Земли. Поперечник Солнечной системы - несколько световых часов, а ближайшая звезда (Проксима созвездия Центавра) находится на расстоянии около 4 св. лет.

В древности у разных народов были и различные представления о Земле и ее форме. Так, индусы представляли себе Землю в виде плоскости, лежащей на спинах слонов; жители Вавилона - в виде горы, на западном склоне которой находится Вавилония; евреи - в виде равнины и т.д. Но в любом случае считалось, что в некоем месте небесный купол соединяется с земной твердью. Своему появлению и развитию наука о Земле, география, во многом обязана древним грекам, представлявшим мир в виде круглой лепешки с Грецией в центре. Гекатей Милетский даже вычислил ее диаметр - 8000 км. Для наших далеких предков ориентация в пространстве имела огромное значение. Порядок обеспечивал безопасность.

В Месопотамии и Египте наблюдения за небом составляли прерогативу жрецов и связывались састрологией. Люди заметили, что планеты перемещаются на фоне звезд (от греч. planetes - блуждающий). Они стали делать модели окружающего человека мирового пространства, модели Мира. В центр Мира ставился человек и, следовательно, наша Земля. Такое выделенное положение человека соответствовало представлениям наблюдателя. Аристотель дал натурфилософское обоснование такой системы: он представлял космос как большое число связанных друг с другом материальных сфер, каждая из которых подчиняется своим законам. Видимое движение небесных тел с востока на запад он не мог объяснить и ограничился высказыванием: «Природа всегда осуществляет лучшую из возможностей». Другой ученик Платона Эвдокс попытался найти кинематику планет исходя из гипотезы движения по идеальной кривой - окружности. Для этого ему пришлось подбирать скорости и направления движений трех (а потом - семи) сфер для описания видимого движения Солнца и Луны и 26 сфер - для планет. Аристотель использовал уже 56 сфер, а математик Аполлоний предложил теорию эпициклов: планета движется по круговой орбите, центр которой описывает круг вокруг Земли. Эту систему развил знаменитый астроном Гиппарх, составивший первый каталог из 850 звезд, выделивший созвездия и открывший прецессию земной оси. Его считают одним из основателей астрономии. У Аристотеля все не-

бесные движения происходили по идеальным траекториям, тогда как на Земле законы движения иные. Представления Аристотеля были канонизированы церковью и сохранялись почти 20 веков.

Геоцентрическая система Мира (Солнечной системы) связана с александрийским астрономом Птолемеем, который обобщил существовавшие до него представления. Согласно модели Птолемея, изложенной в его сочинении «Альмагест» («Великое построение»), вокруг шарообразной и неподвижной Земли движутся Луна, Меркурий, Венера, Солнце, Марс, Юпитер, Сатурн и небо неподвижных звезд. Сфера неподвижных звезд окружена жилищем блаженных, где помещен «перводвигатель». Центры подвижных светил движутся по кругам, эксцентричным по отношению к Земле. Для планет пришлось вводить систему окружностей - эпициклов. Система была громоздкой, по мере накопления материала еще более усложнялась, но помогла в первом приближении разобраться в астрономических явлениях. В течение многих столетий геоцентрическая система считалась единственно верной - она согласовывалась с библейским описанием сотворения мира. И только в период Возрождения началось иное развитие мысли.

Гелиоцентрическая система (от греч. helios - солнце) связана с именем польского ученого Н. Коперника. Он возродил гипотезу пифагорейца Аристарха Самосского о строении Мира: Земля уступила место центра Солнцу и оказалась третьей по счету среди вращающихся по круговым орбитам планет. Коперник путем сложных математических расчетов объяснил странные видимые передвижения, разные для внешних (Марс, Юпитер, Сатурн) и внутренних (Меркурий, Венера) планет, их движениями вокруг Солнца. В своей книге «Об обращениях небесных сфер» (1543) он утверждал, что планеты - спутники Солнца. Когда Земля, двигаясь вокруг Солнца, обгоняет другую планету или отстает от нее, нам кажется, что планеты движутся то назад, то вперед. Учение Коперника нанесло удар по сложившимся представлениям об устройстве Мира и имело революционное значение для последующего развития науки в целом. Оно разрушило разницу в законах движения на небе и на Земле и установило идею единства мира. Как выразился А. Эйнштейн, Коперник «призвал человека к скромности». Через 73 года после смерти Коперника и выхода книги церковь запретила ее, и лишь в 1828 г. этот запрет сняли. Но Коперник все же предполагал наличие центра Вселенной, в который поместил Солнце, и этот недостаток теории исправили уже другие. Так, одним из первых в защиту учения Коперника (центральное место - Солнца, а не Земли) высказался Дж. Бруно, который считал Вселенную бесконечной с множеством солнц и планет.

Вращение Земли вокруг Солнца доказывается по наличию годичного параллакса звезд, а вращение ее вокруг своей оси - с помощью сохранения направления колебаний маятника Фуко.

Размеры планет определяют тщательным наблюдением за их движениями. Так, Меркурий - ближайшая к Солнцу планета - всегда находится близко к нему, при наблюдении с Земли его отклонение (наибольшая элонгация) может быть до 23°, тогда как для Венеры (второй от Солнца планеты) - 43 - 48°. Радиус орбиты Меркурия порядка 0,38а радиуса земной орбиты, где а = 1 а. е., а Венеры - 0,7 а. е.

Размеры Земли оценил удивительно точно Эратосфен еще во II в. до н. э., измерив угловое отклонение Солнца от зенита в Александрии в 7°30", тогда как в Сиене (современный Асуан) оно было в зените. При этом 7°30" составили такую долю от 360°, какую составляет расстояние 800 км между городами от полной длины окружности Земли. Так он получил эту длину - 40 000 км, сейчас 40075,696 км (рис. 2.1). Поскольку она равна 2 π R , определил радиус Земли в 6400 км (в геодезии этот метод называется методом периангуляции).

Имея пропорции, можно построить и примерную схему Солнечной системы. Для получения абсолютных значений расстояний в ней нужно знать радиус орбиты хотя бы одной планеты. Его можно определить с помощью радара. Сейчас все расстояния определены достаточно точно и разными методами. При радиолокационном методе на исследуемый объект посылают мощный кратковременный электромагнитный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения электромагнитных волн в вакууме с = 299 792 458 м/с. Если точно измерить время, которое потребовалось сигналу, чтобы дойти до объекта и обратно, то легко вычислить искомое расстояние. Радиолокационные наблюдения позволяют с большой точностью определить расстояния до небесных тел Солнечной сис-

темы. Этим методом уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера.

Параллакс - угловое смещение предмета, которым можно характеризовать расстояние до него. Из практического опыта известно, что скорость изменения направления на предмет при движении наблюдателя тем меньше, чем дальше объект находится от наблюдателя. Метод геометрического параллакса (триангуляции) позволяет измерять расстояние в макромире, используя теоремы евклидовой геометрии (рис. 2.2, а). Явление геометрического параллакса - основа стереоскопического зрения человека и животных. Методом параллакса определяют расстояние до ближайших планет (рис. 2.2, б). Можно обнаружить смещение и при перемещении наблюдателя из-за суточного движения Земли, будто он переместился из центра Земли в точку экватора, из которой планета кажется находящейся на горизонте. Угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения, называют суточным параллаксом. Средний суточный параллакс Солнца равен 8,794", Луны - 57,04".

Метод геометрического параллакса также пригоден для определения расстояний до ближайших звезд, если в качестве базиса использовать не радиус Земли, а диаметр земной орбиты. Он позволяет оценить расстояние до 100 св. лет (рис. 2.2, в). Годичный параллакс звезды - это угол (к), на который изменится направление на звезду, если наблюдатель переместится из центра Солнечной системы на земную орбиту в направлении, перпендикулярном направлению на звезду. Иначе говоря, это угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно лучу зрения (рис. 2.2, г). С годичным параллаксом связана и основная единица измерения расстояний между звездами - парсек (от параллакс и секунда): 1 пк = = 206 265 а. е. = 3,263 св. года = 3,086 10 16 м. Так, ближайшая к нам звезда Проксима Центавра при я = 0,762" находится на расстоянии 1,31 пк, Альфа того же созвездия Центавра при я = 0,751"" - на расстоянии 1,33 пк, а известная звезда Сириус (Альфа Большого Пса) - 0,375" и 2,66 пк, соответственно.

Хотя диаметр земной орбиты и равен 3-10 11 м, из-за огромного расстояния до звезд измерять углы достаточно сложно. Небо фотографируют одним телескопом через полгода. При наложении фотографий изображения большинства звезд совпадут друг с другом, но для ближайших звезд окажутся смещенными. Отношение этого малого смещения к фокусному расстоянию телескопа даст тот же угол, что и отношение базиса к расстоянию до звезды. Смещение изображения для ближайшей звезды равно примерно 1" для фокусного расстояния 10 м и составит на фотопластинке 50 10 -6 м, или 50 мкм, что можно измерить только под микроскопом. Ближайшая к Солнцу звезда в созвездии Центавра находится на расстоянии 4,3 св. года, в 272 000 раз дальше, чем Земля от Солнца.

Рис. 2.2. Метод триангуляции:

а - определение расстояний до корабля (по предложению Фалеса); б - определение расстояния до Марса (в единицах радиуса Земли); в - определение расстояний до близких звезд (годичный параллакс); г - определение расстояний до далеких звезд (годичный параллакс). (1 а. е. = = 1,5 10 11 м)

Когда не было приборов для точного определения углов, использовали такой метод. Если из двух одинаково ярких тел одно находится на расстоянии в я раз большем, чем другое, то близкое тело кажется в п 2 раз ярче. Например, Солнце в 10 6 раз в квадрате ярче Сириуса, следовательно, Сириус в миллион раз дальше от Земли, чем Солнце. Яркость других звезд можно сравнить по тому же правилу с яркостью Сириуса и т.д. Сириус отстоит от нас на расстоянии примерно 10 св. лет.

Из распределения звезд по небу следует, что они образуют круговой диск в 10 5 св. лет, так как яркость самых слабых звезд примерно в 10 8 раз меньше яркости Сириуса. Толщина этого диска около 10 4 св. лет. Среднее расстояние между звездами в Галактике примерно 10 св. лет, отсюда среднее число звезд - 50 млрд. Когда мы смотрим в направлении центра Галактики, видим огромное скопление звезд - Млечный Путь. Солнце находится на расстоянии примерно в 2/3 от центра до края Галактики в одном из ее рукавов. От слабых звезд Млечного Пути свет идет до Земли десятки тысяч лет - так далеки они от нас. Большинство звезд Млечного Пути не видно невооруженным глазом, хотя многие из них являются белыми и голубовато-белыми гигантскими звездами, излучающими энергии в десятки тысяч раз больше, чем Солнце - типичный желтый карлик с температурой поверхности 6000 К. Для земного наблюдателя спиральные ветви экваториального пояса Галактики проецируются в виде светлой полосы Млечного Пути, составляющего основу Галактики (от греч. galaktikos - млечный, молочный).

Другие галактики видны в телескопы как небольшие туманные пятна, их и назвали туманностями. Как определить расстояния до них? Полная яркость туманности Андромеды примерно такая же, как и у звезды, расположенной на расстоянии 10 св. лет. С помощью мощных телескопов выяснено, что в других галактиках приблизительно столько же звезд, сколько в Млечном Пути. Значит, эта туманность в 50 млрд раз ярче отдельной звезды Галактики, и расстояние до нее должно быть враз больше, чем до отдельных звезд, т.е. произведения этого числа на 10св. лет, или около 2 млн св. лет. Эта грубая оценка примерно соответствует тому, что дают другие методы. Расстояние от Галактики до туманности Андромеды в 20 раз больше диаметра Галактики, т. е. свет, идущий от нее и который мы видим сейчас, покинул эту Галактику, когда на Земле еще не было людей, но жизнь уже зародилась.

Расстояния до ближайших галактик определяют методом измерения сравнительной яркости исходя из закона убывания интенсивности точечного источника пропорционально квадрату расстояния. Для больших расстояний подходящего базиса уже не найти, и потому используют свойства света и зависимость частоты света от скорости излучающего объекта (эффект Доплера). Эти далекие галактики представляют собой островные вселенные, каждая из которых содержит миллиарды звезд.

Так как подавляющее большинство известных нам звезд слишком далеки, чтобы методом параллакса можно было вычислить расстояние до них, пришлось придумать иные методы. Один из них основан на изучении цефеид, распространенного и очень важного типа физически переменных звезд. Цефеиды - это нестационарные пульсирующие звезды, которые периодически раздуваются и сжимаются, меняя свой блеск. Между периодом пульсаций цефеид и их светимостью существует зависимость, получившая название «период-светимость». По ней можно

определить светимость и вычислить расстояние до цефеиды, если из наблюдения известны видимый блеск и период изменения блеска цефеиды. Цефеиды видны с больших расстояний, и, обнаруживая их в далеких звездных системах, можно определять расстояние до этих систем.

В 20-е гг. XX в. американский астроном Э. Хаббл по фотографиям туманности Андромеды, полученным на крупнейшем телескопе того времени, измерил характеристики отдельных звезд и дал несколько независимых оценок расстояния до нее. Так он доказал, что туманность Андромеды находится вне Млечного Пути. Затем Хаббл исследовал Вселенную до огромного расстояния - 500 млн св. лет. Хотя не все открытые туманности оказались галактиками, ученый выявил в этой области до 100 млн других галактик. В настоящее время во Вселенной обнаружены галактики разных типов, и их число примерно около 10 млрд.

В науке производятся количественные сравнения, и потому важны измерения. Измерение - это определение неизвестной величины известной установленной единицей меры. Однородность и изотропность пространства определяют возможность измерять расстояния с помощью единого эталона длины. Расстоянием между двумя точками принято называть длину отрезка, соединяющего эти точки. Измерения с помощью эталона требуют непосредственного контакта с точками, между которыми измеряется расстояние. За исключением простейших случаев измерений (с помощью линейки или рулетки) такой способ основан на кинематике - разделе механики, дающем математическое описание всевозможных видов механического движения безотносительно к тем причинам, которые обеспечивают осуществление каждого конкретного вида движения.

Для измерений длины в физике пользуются метрической системой, которая сложилась исторически и связана с периодом Великой французской революции. Первоначально метр был определен как одна десятимиллионная доля расстояния от экватора до Северного полюса вдоль меридиана, проходящего через Париж. В 1889 г. метр официально был определен как расстояние между двумя параллельными метками, нанесенными на платиноиридиевом брусе. Он хранится в строго определенных условиях в Международном бюро мер и весов в Севре, пригороде Парижа. Сравнить длину тела с эталонным метром с погрешностью до 2 10 -7 можно с помощью прецизионного микроскопа. Эта точность определяется толщиной меток. В 1961 г. в качестве эталона длины была принята длина волны в вакууме оранжевого света, испускаемого изотопом Кr-86. В точности 1 м составляет 1 650 763,73 длины волны Кr-86. В 1983 г. на XVII Генуэзской конференции по мерам и весам было принято новое определение метра: «Метр - длина пути, проходимого светом в вакууме за 1/299792458 долю секунды».

В микромире расстояния измеряют при помощи явлений дифракции пучков фотонов или других элементарных частиц на кристаллических решетках. В качестве эталона в этом

случае выступает длина волны, которая в соответствии с положениями корпускулярно-волнового дуализма описывает поведение частиц в пучке. В микромире используют единицы длины 1 мкм = = 10 -6 м; 1 нм = 10 -9 м. Длина волны красного цвета - 720 нм, а фиолетового - 430 нм. Размер пылинки 10 -4 м, диаметр молекулы ДНК 2 10 -9 м, атома водорода 3 10 -11 м.

Если бы астрономы-профессионалы постоянно и ощутимо представляли себе чудовищную величину космических расстояний и интервалов времени эволюции небесных светил, вряд ли они могли успешно развивать науку, которой посвятили свою жизнь. Привычные нам с детства пространственно-временные масштабы настолько ничтожны по сравнению с космическими, что когда это доходит до сознания, то буквально захватывает дух. Занимаясь какой-нибудь проблемой космоса, астроном либо решает некую математическую задачу (это чаще всего делают специалисты по небесной механике и астрофизики-теоретики), либо занимается усовершенствованием приборов и методов наблюдений, либо же строит в своем воображении, сознательно или бессознательно, некоторую небольшую модель исследуемой космической системы. При этом основное значение имеет правильное понимание относительных размеров изучаемой системы (например, отношение размеров деталей данной космической системы, отношение размеров этой системы и других, похожих или непохожих на нее, и т. д.) и интервалов времени (например, отношение скорости протекания данного процесса к скорости протекания какого-либо другого).

Один из авторов этой статьи довольно много занимался, например, солнечной короной и Галактикой . И всегда они представлялись ему неправильной формы сфероидальными телами примерно одинаковых размеров - что-нибудь около 10 см... Почему 10 см? Этот образ возник подсознательно, просто потому, что слишком часто, раздумывая над тем или иным вопросом солнечной или галактической физики, автор чертил в обыкновенной тетради (в клеточку) очертания предметов своих размышлений. Чертил, стараясь придерживаться масштабов явлений. По одному очень любопытному вопросу, например, можно было провести интересную аналогию между солнечной короной и Галактикой (вернее, так называемой "галактической короной"). Конечно, автор очень хорошо, так сказать, "умом" знал, что размеры галактической короны в сотни миллиардов раз больше, чем размеры солнечной. Но он спокойно забывал об этом. А если в ряде случаев большие размеры галактической короны приобретали некоторое принципиальное значение (бывало и так), это учитывалось формально-математически. И все равно зрительно обе "короны" представлялись одинаково маленькими...

Если бы автор в процессе этой работы предавался философским размышлениям о чудовищности размеров Галактики, о невообразимой разреженности газа, из которого состоит галактическая корона, о ничтожности нашей малютки-планеты и собственного бытия и о прочих других не менее правильных предметах, работа над проблемами солнечной и галактической корон прекратилась бы автоматически...

Пусть простит мне читатель это "лирическое отступление". Я не сомневаюсь, что и у других астрономов возникали такие же мысли, когда они работали над своими проблемами. Мне кажется, что иногда полезно поближе познакомиться с "кухней" научной работы...

Еще сравнительно недавно земной шар представлялся человеку огромным. Свыше трех лет потребовалось отважным сподвижникам Магеллана , чтобы почти полтысячи лет тому назад ценой неимоверных лишений совершить первое кругосветное путешествие. Немногим более 100 лет прошло с того времени, когда находчивый герой фантастического романа Жюля Верна совершил, пользуясь последними достижениями техники того времени, путешествие вокруг света за 80 суток. И прошло всего чуть менее 50 лет с тех памятных для всего человечества дней, когда первый советский космонавт Гагарин облетел на легендарном космическом корабле "Восток" земной шар за 89 мин. И мысли людей невольно обратились к огромным пространствам космоса, в которых затерялась небольшая планета Земля ...

1 парсек (пк) равен 3,26 светового года. Парсек определяется как такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в 1 сек. дуги. Это очень маленький угол. Достаточно сказать, что под таким углом монета в одну копейку видна с расстояния в 3 км.

Ни одна из звезд - ближайших соседок Солнечной системы - не находится к нам ближе, чем на 1 пк. Например, упомянутая Проксима Центавра удалена от нас на расстояние около 1,3 пк. В том масштабе, в котором мы изобразили Солнечную систему, это соответствует 2 тыс. км. Все это хорошо иллюстрирует большую изолированность нашей Солнечной системы от окружающих звездных систем, некоторые из этих систем, возможно, имеют с ней много сходства.

Но окружающие Солнце звезды и само Солнце составляют лишь ничтожно малую часть гигантского коллектива звезд и туманностей, который называется "Галактикой". Это скопление звезд мы видим в ясные безлунные ночи как пересекающую небо полосу Млечного Пути. Галактика имеет довольно сложную структуру. В первом, самом грубом приближении мы можем считать, что звезды и туманности, из которых она состоит, заполняют объем, имеющий форму сильно сжатого эллипсоида вращения. Часто в популярной литературе форму Галактики сравнивают с двояковыпуклой линзой. На самом деле все обстоит значительно сложнее, и нарисованная картина является слишком грубой. В действительности оказывается, что разные типы звезд совершенно по-разному концентрируются к центру Галактики и к ее "экваториальной плоскости". Например, газовые туманности, а также очень горячие массивные звезды сильно концентрируются к экваториальной плоскости Галактики (на небе этой плоскости соответствует большой круг, проходящий через центральные части Млечного Пути). Вместе с тем они не обнаруживают значительной концентрации к галактическому центру. С другой стороны, некоторые типы звезд и звездных скоплений (так называемые "шаровые скопления ") почти никакой концентрации к экваториальной плоскости Галактики не обнаруживают, но зато характеризуются огромной концентрацией по направлению к ее центру. Между этими двумя крайними типами пространственного распределения (которое астрономы называют "плоское" и "сферическое") находятся все промежуточные случаи. Все же оказывается, что основная часть звезд в Галактике находится в гигантском диске, диаметр которого около 100 тыс. световых лет, а толщина около 1500 световых лет. В этом диске насчитывается несколько больше 150 млрд звезд самых различных типов. Наше Солнце - одна из этих звезд, находящаяся на периферии Галактики вблизи от ее экваториальной плоскости (точнее, "всего лишь" на расстоянии около 30 световых лет - величина достаточно малая по сравнению с толщиной звездного диска).

Расстояние от Солнца до ядра Галактики (или ее центра) составляет около 30 тыс. световых лет. Звездная плотность в Галактике весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра, где, по последним данным, достигает 2 тыс. звезд на кубический парсек, что почти в 20 тыс. раз больше средней звездной плотности в окрестностях Солнца. Кроме того, звезды имеют тенденцию образовывать отдельные группы или скопления. Хорошим примером такого скопления являются Плеяды , которые видны на нашем зимнем небе.

В Галактике имеются и структурные детали гораздо больших масштабов. Исследованиями доказано, что туманности, а также горячие массивные звезды распределены вдоль ветвей спирали. Особенно хорошо спиральная структура видна у других звездных систем - галактик (с маленькой буквы, в отличие от нашей звездной системы - Галактики). Установить спиральную структуру Галактики, в которой мы сами находимся, оказалось в высшей степени трудно.

Звезды и туманности в пределах Галактики движутся довольно сложным образом. Прежде всего, они участвуют во вращении Галактики вокруг оси, перпендикулярной к ее экваториальной плоскости. Это вращение не такое, как у твердого тела: различные участки Галактики имеют различные периоды вращения. Так, Солнце и окружающие его в огромной области размерами в несколько сотен световых лет звезды совершают полный оборот за время около 200 млн лет. Так как Солнце вместе с семьей планет существует, по-видимому, около 5 млрд лет, то за время своей эволюции (от рождения из газовой туманности до нынешнего состояния) оно совершило примерно 25 оборотов вокруг оси вращения Галактики. Мы можем сказать, что возраст Солнца - всего лишь 25 "галактических лет", скажем прямо - возраст цветущий...

Скорость движения Солнца и соседних с ним звезд по их почти круговым галактическим орбитам достигает 250 км/с. На это регулярное движение вокруг галактического ядра накладываются хаотические, беспорядочные движения звезд. Скорости таких движений значительно меньше - порядка 10-50 км/с, причем у объектов разных типов они различны. Меньше всего скорости у горячих массивных звезд (6-8 км/с), у звезд солнечного типа они около 20 км/с. Чем меньше эти скорости, тем более "плоским" является распределение данного типа звезд.

В том масштабе, которым мы пользовались для наглядного представления Солнечной системы, размеры Галактики будут составлять 60 млн км - величина, уже довольно близкая к расстоянию от Земли до Солнца. Отсюда ясно, что по мере проникновения во все более удаленные области Вселенной этот масштаб уже не годится, так как теряет наглядность. Поэтому мы примем другой масштаб. Мысленно уменьшим земную орбиту до размеров самой внутренней орбиты атома водорода в классической модели Бора . Напомним, что радиус этой орбиты равен 0,53x10 -8 см. Тогда ближайшая звезда будет находиться на расстоянии приблизительно 0,014 мм, центр Галактики - на расстоянии около 10 см, а размеры нашей звездной системы будут около 35 см. Диаметр Солнца будет иметь микроскопические размеры: 0,0046 А (ангстрем-единица длины, равная 10 -8 см).

Мы уже подчеркивали, что звезды удалены друг от друга на огромные расстояния, и тем самым практически изолированы. В частности, это означает, что звезды почти никогда не сталкиваются друг с другом, хотя движение каждой из них определяется полем силы тяготения, создаваемым всеми звездами в Галактике. Если мы будем рассматривать Галактику как некоторую область, наполненную газом, причем роль газовых молекул и атомов играют звезды, то мы должны считать этот газ крайне разреженным. В окрестностях Солнца среднее расстояние между звездами примерно в 10 млн раз больше, чем средний диаметр звезд. Между тем при нормальных условиях в обычном воздухе среднее расстояние между молекулами всего лишь в несколько десятков раз больше размеров последних. Чтобы достигнуть такой же степени относительного разрежения, плотность воздуха следовало бы уменьшить по крайней мере в 1018 раз! Заметим, однако, что в центральной области Галактики, где звездная плотность относительно высока, столкновения между звездами время от времени будут происходить. Здесь следует ожидать приблизительно одно столкновение каждый миллион лет, в то время как в "нормальных" областях Галактики за всю историю эволюции нашей звездной системы, насчитывающую, по крайней мере, 10 млрд лет, столкновений между звездами практически не было.

Уже несколько десятилетий астрономы настойчиво, изучают другие звездные системы, в той или иной степени сходные с нашей. Эта область исследований получила название "внегалактической астрономии". Она сейчас играет едва ли не ведущую роль в астрономии. В течение последних трех десятилетий внегалактическая астрономия добилась поразительных успехов. Понемногу стали вырисовываться грандиозные контуры Метагалактики , в состав которой наша звездная система входит как малая частица. Мы еще далеко не все знаем о Метагалактике. Огромная удаленность объектов создает совершенно специфические трудности, которые разрешаются путем применения самых мощных средств наблюдения в сочетании с глубокими теоретическими исследованиями. Все же общая структура Метагалактики в последние годы в основном стала ясной.

Мы можем определить Метагалактику как совокупность звездных систем - галактик, движущихся в огромных пространствах наблюдаемой нами части Вселенной. Ближайшие к нашей звездной системе галактики - знаменитые Магеллановы Облака , хорошо видные на небе южного полушария как два больших пятна примерно такой же поверхностной яркости, как и Млечный Путь. Расстояние до Магеллановых Облаков "всего лишь" около 200 тыс. световых лет, что вполне сравнимо с общей протяженностью нашей Галактики. Другая "близкая" к нам галактика - это туманность в созвездии Андромеды . Она видна невооруженным глазом как слабое световое пятнышко 5-й звездной величины.

На самом деле это огромный звездный мир, по количеству звезд и полной массе раза в три превышающей нашу Галактику, которая в свою очередь является гигантом среди галактик. Расстояние до туманности Андромеды , или, как ее называют астрономы, М 31 (это означает, что в известном каталоге туманностей Мессье она занесена под № 31), около 1800 тыс. световых лет, что примерно в 20 раз превышает размеры Галактики. Туманность М 31 имеет явно выраженную спиральную структуру и по многим своим характеристикам весьма напоминает нашу Галактику. Рядом с ней находятся ее небольшие спутники эллипсоидальной формы. Наряду со спиральными системами (такие галактики обозначаются символами Sа, Sb и Sс в зависимости от характера развития спиральной структуры; при наличии проходящей через ядро "перемычки" после буквы S ставится буква В) встречаются сфероидальные и эллипсоидальные, лишенные всяких следов спиральной структуры, а также "неправильные" галактики, хорошим примером которых могут служить Магеллановы Облака.

В большие телескопы наблюдается огромное количество галактик. Если галактик ярче видимой 12-й величины насчитывается около 250, то ярче 16-й - уже около 50 тыс. Самые слабые объекты, которые на пределе может сфотографировать телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 5 м, имеют 24,5-ю величину, для орбитального телескопа "Хаббл" этот предел - объекты 30 величины. Оказывается, что среди миллиардов таких слабейших объектов большинство составляют галактики. Многие из них удалены от нас на расстояния, которые свет проходит за миллиарды лет. Это означает, что свет, вызвавший почернение пластинки, был излучен такой удаленной галактикой еще задолго до архейского периода геологической истории Земли!

Спектры большинства галактик напоминают солнечный; в обоих случаях наблюдаются отдельные темные линии поглощения на довольно ярком фоне. В этом нет ничего неожиданного, так как излучение галактик - это излучение миллиардов входящих в их состав звезд, более или менее похожих на Солнце. Внимательное изучение спектров галактик много лет назад позволило сделать одно открытие фундаментальной важности. Дело в том, что по характеру смещения длины волны какой-либо спектральной линии по отношению к лабораторному стандарту можно определить скорость движения излучающего источника по лучу зрения. Иными словами, можно установить, с какой скоростью источник приближается или удаляется.

Если источник света приближается, спектральные линии смещаются в сторону более коротких волн, если удаляется - в сторону более длинных. Это явление называется "эффектом Доплера ". Оказалось, что у галактик (за исключением немногих, самых близких к нам) спектральные линии всегда смещены в длинноволновую часть спектра ("красное смещение" линий), причем величина этого смещения тем больше, чем более удалена от нас галактика.

Это означает, что все галактики удаляются от нас, причем скорость "разлета" по мере удаления галактик растет. Она достигает огромных значений. Так, например, найденная по красному смещению скорость удаления радиогалактики Лебедь А близка к 17 тыс. км/с. Долгое время рекорд принадлежал очень слабой (в оптических лучах 20-й величины) радиогалактике ЗС 295. В 1960 г. был получен ее спектр. Оказалось, что известная ультрафиолетовая спектральная линия, принадлежащая ионизованному кислороду, смещена в оранжевую область спектра! Отсюда легко найти, что скорость удаления этой удивительной звездной системы составляет 138 тыс. км/с, или почти половину скорости света! Радио галактика ЗС 295 удалена от нас на расстояние, которое свет проходит за 5 млрд лет. Таким образом, астрономы исследовали свет, который был излучен тогда, когда образовывались Солнце и планеты, а может быть, даже "немного" раньше... С тех пор открыты гораздо более удаленные объекты.

На общее расширение системы галактик накладываются беспорядочные скорости отдельных галактик, обычно равные нескольким сотням километров в секунду. Именно поэтому ближайшие к нам галактики не обнаруживают систематического красного смещения. Ведь скорости беспорядочных (так называемых "пекулярных") движений для этих галактик больше регулярной скорости красного смещения. Последняя растет по мере удаления галактик приблизительно на 50 км/с, на каждый миллион парсек. Поэтому для галактик, расстояния до которых не превосходят нескольких миллионов парсек, беспорядочные скорости превышают скорость удаления, обусловленную красным смещением. Среди близких галактик наблюдаются и такие, которые приближаются к нам (например, туманность Андромеды М 31).

Галактики не распределены в метагалактическом пространстве равномерно, т.е. с постоянной плотностью. Они обнаруживают ярко выраженную тенденцию образовывать отдельные группы или скопления. В частности, группа из примерно 20 близких к нам галактик (включая нашу Галактику) образует так называемую "местную систему". В свою очередь местная система входит в большое скопление галактик, центр которого находится в той части неба, на которую проектируется созвездие Девы . Это скопление насчитывает несколько тысяч членов и принадлежит к числу самых больших. В пространстве между скоплениями плотность галактик в десятки раз меньше, чем внутри скоплений.

Обращает на себя внимание разница между скоплениями звезд, образующими галактики, и скоплениями галактик. В первом случае расстояния между членами скопления огромны по сравнению с размерами звезд, в то время как средние расстояния между галактиками в скоплениях галактик всего лишь в несколько раз больше, чем размеры галактик. С другой стороны, число галактик в скоплениях не идет ни в какое сравнение с числом звезд в галактиках. Если рассматривать совокупность галактик как некоторый газ, где роль молекул - играют отдельные галактики, то мы должны считать эту среду чрезвычайно вязкой.

Как же выглядит Метагалактика в нашей модели, где земная орбита уменьшена до размеров первой орбиты атома Бора? В этом масштабе расстояние до туманности Андромеды будет несколько больше 6 м, расстояние до центральной части скопления галактик в Деве, куда входит и наша местная система галактик, будет порядка 120 м, причем такого же порядка будет размер самого скопления. Радиогалактика Лебедь А будет теперь удалена на расстояние - 2,5 км, а расстояние до радиогалактики ЗС 295 достигнет 25 км...

Мы познакомились в самом общем виде с основными структурными особенностями и с масштабами Вселенной. Это как бы застывший кадр ее развития. Не всегда она была такой, какой мы теперь ее наблюдаем. Все во Вселенной меняется: появляются, развиваются и "умирают" звезды и туманности, развивается закономерным образом Галактика, меняются сама структура и масштабы Метагалактики.

Лестница в бесконечность

Как определить расстояние до звезд? Откуда известно, что до альфа Центавра — около 4 световых лет? Ведь по яркости звезды, как таковой, мало что определишь — блеск у тусклой близкой и яркой далекой звезд может быть одинаковым. И все же есть много достаточно надежных способов определить расстояния от Земли до самых дальних уголков Вселенной. Астрометрический спутник «Гиппарх» за 4 года работы определил расстояния до 118 тысяч звезд SPL

Что бы ни говорили физики о трехмерности, шестимерности или даже одиннадцатимерности пространства, для астронома наблюдаемая Вселенная всегда двумерна. Происходящее в Космосе видится нам в проекции на небесную сферу, подобно тому, как в кино на плоский экран проецируется вся сложность жизни. На экране мы легко отличаем далекое от близкого благодаря знакомству с объемным оригиналом, но в двумерной россыпи звезд нет наглядной подсказки, позволяющей обратить ее в трехмерную карту, пригодную для прокладки курса межзвездного корабля. Между тем расстояния — это ключ едва ли не к половине всей астрофизики. Как без них отличить близкую тусклую звезду от далекого, но яркого квазара? Только зная расстояние до объекта, можно оценить его энергетику, а отсюда прямая дорога к пониманию его физической природы.

Недавний пример неопределенности космических расстояний — проблема источников гамма-всплесков , коротких импульсов жесткого излучения, примерно раз в сутки приходящих на Землю с различных направлений. Первоначальные оценки их удаленности варьировались от сотен астрономических единиц (десятки световых часов) до сотен миллионов световых лет. Соответственно, и разброс в моделях также впечатлял — от аннигиляции комет из антивещества на окраинах Солнечной системы до сотрясающих всю Вселенную взрывов нейтронных звезд и рождения белых дыр . К середине 1990-х было предложено более сотни разных объяснений природы гамма-всплесков. Теперь же, когда мы смогли оценить расстояния до их источников, моделей осталось только две.

Но как измерить расстояние, если до предмета не дотянуться ни линейкой, ни лучом локатора? На помощь приходит метод триангуляции , широко применяемый в обычной земной геодезии. Выбираем отрезок известной длины — базу, измеряем из его концов углы, под которыми видна недоступная по тем или иным причинам точка, а затем простые тригонометрические формулы дают искомое расстояние. Когда мы переходим с одного конца базы на другой, видимое направление на точку меняется, она сдвигается на фоне далеких объектов. Это называется параллактическим смещением, или параллаксом . Величина его тем меньше, чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее база.

Для измерения расстояний до звезд приходится брать максимально доступную астрономам базу, равную диаметру земной орбиты. Соответствующее параллактическое смещение звезд на небе (строго говоря, его половину) стали называть годичным параллаксом. Измерить его пытался еще Тихо Браге , которому пришлась не по душе идея Коперника о вращении Земли вокруг Солнца, и он решил ее проверить — параллаксы ведь еще и доказывают орбитальное движение Земли. Проведенные измерения имели впечатляющую для XVI века точность — около одной минуты дуги, но для измерения параллаксов этого было совершенно недостаточно, о чем сам Браге не догадывался и заключил, что система Коперника неверна.

Расстояние до звездных скоплений определяют методом подгонки главной последовательности

Следующее наступление на параллакс предпринял в 1726 году англичанин Джеймс Брэдли , будущий директор Гринвичской обсерватории . Поначалу казалось, что ему улыбнулась удача: выбранная для наблюдений звезда гамма Дракона действительно в течение года колебалась вокруг своего среднего положения с размахом 20 секунд дуги. Однако направление этого смещения отличалось от ожидаемого для параллаксов, и Брэдли вскоре нашел правильное объяснение: скорость движения Земли по орбите складывается со скоростью света, идущего от звезды, и меняет его видимое направление. Точно так же капли дождя оставляют наклонные дорожки на стеклах автобуса. Это явление, получившее название годичной аберрации, стало первым прямым доказательством движения Земли вокруг Солнца, но не имело никакого отношения к параллаксам.

Лишь спустя столетие точность угломерных инструментов достигла необходимого уровня. В конце 30-х годов XIX века, по выражению Джона Гершеля , «стена, мешавшая проникновению в звездную Вселенную, была пробита почти одновременно в трех местах». В 1837 году Василий Яковлевич Струве (в то время директор Дерптской обсерватории, а позднее — Пулковской) опубликовал измеренный им параллакс Веги — 0,12 угловой секунды. На следующий год Фридрих Вильгельм Бессель сообщил, что параллакс звезды 61-й Лебедя составляет 0,3". А еще через год шотландский астроном Томас Гендерсон, работавший в Южном полушарии на мысе Доброй Надежды, измерил параллакс в системе альфа Центавра — 1,16". Правда, позднее выяснилось, что это значение завышено в 1,5 раза и на всем небе нет ни одной звезды с параллаксом больше 1 секунды дуги.

Для расстояний, измеренных параллактическим методом, была введена специальная единица длины — парсек (от параллактическая секунда, пк). В одном парсеке содержится 206 265 астрономических единиц, или 3,26 светового года. Именно с такой дистанции радиус земной орбиты (1 астрономическая единица = 149,5 миллиона километров) виден под углом в 1 секунду. Чтобы определить расстояние до звезды в парсеках, нужно разделить единицу на ее параллакс в секундах. Например, до самой близкой к нам звездной системы альфа Центавра 1/0,76 = 1,3 парсека, или 270 тысяч астрономических единиц. Тысяча парсек называется килопарсеком (кпк), миллион парсек — мегапарсеком (Мпк), миллиард — гигапарсеком (Гпк).

Измерение чрезвычайно малых углов требовало технической изощренности и огромного усердия (Бессель, например, обработал более 400 отдельных наблюдений 61-й Лебедя), однако после первого прорыва дело пошло легче. К 1890 году были измерены параллаксы уже трех десятков звезд, а когда в астрономии стала широко применяться фотография, точное измерение параллаксов и вовсе было поставлено на поток. Измерение параллаксов — единственный метод прямого определения расстояний до отдельных звезд. Но при наземных наблюдениях атмосферные помехи не позволяют параллактическим методом измерять расстояния свыше 100 пк. Для Вселенной это не очень большая величина. («Здесь недалеко, парсеков сто», — как говорил Громозека .) Там, где пасуют геометрические методы, на выручку приходят фотометрические.

Геометрические рекорды

В последние годы все чаще публикуются результаты измерения расстояний до очень компактных источников радиоизлучения — мазеров . Их излучение приходится на радиодиапазон, что позволяет наблюдать их на радиоинтерферометрах, способных измерять координаты объектов с микросекундной точностью, недостижимой в оптическом диапазоне, в котором наблюдаются звезды. Благодаря мазерам тригонометрические методы удается применять не только к далеким объектам нашей Галактики, но и к другим галактикам. Так, например, в 2005 году Андреас Брунталер (Andreas Brunthaler, Германия) и его коллеги определили расстояние до галактики М33 (730 кпк), сопоставив угловое смещение мазеров со скоростью вращения этой звездной системы. А годом позже Йе Зу (Ye Xu, КНР) с коллегами применили классический метод параллаксов к «местным» мазерным источникам, чтобы измерить расстояние (2 кпк) до одного из спиральных рукавов нашей Галактики. Пожалуй, дальше всех удалось продвинуться в 1999 году Дж. Хернстину (США) с коллегами. Отслеживая движение мазеров в аккреционном диске вокруг черной дыры в ядре активной галактики NGC 4258, астрономы определили, что эта система удалена от нас на расстояние 7,2 Мпк. На сегодняшний день это абсолютный рекорд геометрических методов.

Стандартные свечи астрономов

Чем дальше от нас находится источник излучения, тем он тусклее. Если узнать истинную светимость объекта, то, сравнив ее с видимым блеском, можно найти расстояние. Вероятно, первым применил эту идею к измерению расстояний до звезд Гюйгенс . Ночью он наблюдал Сириус , а днем сравнивал его блеск с крохотным отверстием в экране, закрывавшем Солнце. Подобрав размер отверстия так, чтобы обе яркости совпадали, и сравнив угловые величины отверстия и солнечного диска, Гюйгенс заключил, что Сириус находится от нас в 27 664 раза дальше, чем Солнце. Это в 20 раз меньше реального расстояния. Отчасти ошибка объяснялась тем, что Сириус на самом деле намного ярче Солнца, а отчасти — трудностью сравнения блеска по памяти.

Прорыв в области фотометрических методов случился с приходом в астрономию фотографии. В начале XX века Обсерватория Гарвардского колледжа вела масштабную работу по определению блеска звезд по фотопластинкам. Особое внимание уделялось переменным звездам, блеск которых испытывает колебания. Изучая переменные звезды особого класса — цефеиды — в Малом Магеллановом Облаке , Генриетта Ливитт заметила, что чем они ярче, тем больше период колебания их блеска: звезды с периодом в несколько десятков дней оказались примерно в 40 раз ярче звезд с периодом порядка суток.

Поскольку все цефеиды Левитт находились в одной и той же звездной системе — Малом Магеллановом Облаке, — можно было считать, что они удалены от нас на одно и то же (пусть и неизвестное) расстояние. Значит, разница в их видимом блеске связана с реальными различиями в светимости. Оставалось определить геометрическим методом расстояние до одной цефеиды, чтобы прокалибровать всю зависимость и получить возможность, измерив период, определять истинную светимость любой цефеиды, а по ней расстояние до звезды и содержащей ее звездной системы.

Но, к сожалению, в окрестностях Земли нет цефеид. Ближайшая из них — Полярная звезда — удалена от Солнца, как мы теперь уже знаем, на 130 пк, то есть находится вне пределов досягаемости для наземных параллактических измерений. Это не позволяло перекинуть мостик напрямую от параллаксов к цефеидам, и астрономам пришлось возводить конструкцию, которую теперь образно называют лестницей расстояний.

Промежуточной ступенью на ней стали рассеянные звездные скопления , включающие от нескольких десятков до сотен звезд, связанных общим временем и местом рождения. Если нанести на график температуру и светимость всех звезд скопления, большая часть точек ляжет на одну наклонную линию (точнее, полосу), которая называется главной последовательностью. Температуру с высокой точностью определяют по спектру звезды, а светимость — по видимому блеску и расстоянию. Если расстояние неизвестно, на помощь опять приходит тот факт, что все звезды скопления удалены от нас практически одинаково, так что в пределах скопления видимый блеск все равно можно использовать в качестве меры светимости.

Поскольку звезды везде одинаковые, главные последовательности у всех скоплений должны совпадать. Различия связаны лишь с тем, что они находятся на разных расстояниях. Если определить геометрическим методом расстояние до одного из скоплений, то мы узнаем, как выглядит «настоящая» главная последовательность, и тогда, сравнив с ней данные по другим скоплениям, мы определим расстояния до них. Этот метод называется «подгонкой главной последовательности». Эталоном для него долгое время служили Плеяды и Гиады , расстояния до которых были определены методом групповых параллаксов.

К счастью для астрофизики, примерно в двух десятках рассеянных скоплений обнаружены цефеиды. Поэтому, измерив расстояния до этих скоплений с помощью подгонки главной последовательности, можно «дотянуть лестницу» и до цефеид, которые оказываются на ее третьей ступени.

В роли индикатора расстояний цефеиды очень удобны: их относительно много — они найдутся в любой галактике и даже в любом шаровом скоплении, а будучи звездами-гигантами, они достаточно ярки, чтобы измерять по ним межгалактические дистанции. Благодаря этому они заслужили много громких эпитетов, вроде «маяков Вселенной» или «верстовых столбов астрофизики». Цефеидная «линейка» протягивается до 20 Мпк — это примерно в сто раз больше размеров нашей Галактики. Дальше их уже не различить даже в мощнейшие современные инструменты, и, чтобы подняться на четвертую ступень лестницы расстояний, нужно что-то поярче.

МЕТОДЫ ИЗМЕРЕНИЯ КОСМИЧЕСКИХ РАССТОЯНИЙ

К окраинам Вселенной

Один из наиболее мощных внегалактических методов измерения расстояний основан на закономерности, известной как соотношение Талли — Фишера: чем ярче спиральная галактика, тем быстрее она вращается. Когда галактика видна с ребра или под значительным наклоном, половина ее вещества из-за вращения приближается к нам, а половина — удаляется, что приводит к расширению спектральных линий вследствие эффекта Доплера. По этому расширению определяют скорость вращения, по ней — светимость, а затем из сравнения с видимой яркостью — расстояние до галактики. И, конечно, для калибровки этого метода нужны галактики, расстояния до которых уже измерены по цефеидам. Метод Талли — Фишера весьма дальнобойный и охватывает галактики, удаленные от нас на сотни мегапарсек, но и у него есть предел, поскольку для слишком далеких и слабых галактик не получить достаточно качественных спектров.

В несколько большем диапазоне расстояний действует еще одна «стандартная свеча» — сверхновые типа Ia. Вспышки таких сверхновых представляют собой «однотипные» термоядерные взрывы белых карликов с массой чуть выше критической (1,4 массы Солнца). Поэтому у них нет причин сильно варьироваться по мощности. Наблюдения таких сверхновых в близких галактиках, расстояния до которых удается определить по цефеидам, как будто бы подтверждают это постоянство, и потому космические термоядерные взрывы широко применяются сейчас для определения расстояний. Они видны даже в миллиардах парсек от нас, но зато никогда не знаешь, расстояние до какой галактики удастся измерить, ведь заранее неизвестно, где именно вспыхнет очередная сверхновая.

Продвинуться еще дальше позволяет пока лишь один метод — красные смещения . Его история, как и история цефеид, начинается одновременно с XX веком. В 1915 году американец Весто Слайфер, изучая спектры галактик, заметил, что в большинстве из них линии смещены в красную сторону относительно «лабораторного» положения. В 1924 году немец Карл Виртц обратил внимание, что это смещение тем сильнее, чем меньше угловые размеры галактики. Однако свести эти данные в единую картину удалось только Эдвину Хабблу в 1929 году. Согласно эффекту Доплера красное смещение линий в спектре означает, что объект удаляется от нас. Сопоставив спектры галактик с расстояниями до них, определенными по цефеидам, Хаббл сформулировал закон: скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее. Коэффициент пропорциональности в этом соотношении получил название постоянной Хаббла.

Тем самым было открыто расширение Вселенной, а вместе с ним возможность определения расстояний до галактик по их спектрам, конечно, при условии, что постоянная Хаббла привязана к каким-то другим «линейкам». Сам Хаббл выполнил эту привязку с ошибкой почти на порядок, которую удалось исправить только в середине 1940-х годов, когда выяснилось, что цефеиды делятся на несколько типов с разными соотношениями «период — светимость». Калибровку выполнили заново с опорой на «классические» цефеиды, и только тогда значение постоянной Хаббла стало близким к современным оценкам: 50— 100 км/с на каждый мегапарсек расстояния до галактики.

Сейчас по красным смещениям определяют расстояния до галактик, удаленных от нас на тысячи мегапарсек. Правда, в мегапарсеках эти расстояния указывают только в популярных статьях. Дело в том, что они зависят от принятой в расчетах модели эволюции Вселенной, и к тому же в расширяющемся пространстве не вполне ясно, какое расстояние имеется в виду: то, на котором была галактика в момент испускания излучения, либо то, на котором она находится в момент его приема на Земле, или же расстояние, пройденное светом, на пути от исходной точки до конечной. Поэтому астрономы предпочитают указывать для далеких объектов только непосредственно наблюдаемую величину красного смещения, не переводя ее в мегапарсеки.

Красные смещения — это единственный на сегодня метод оценки «космологических» расстояний, сопоставимых с «размером Вселенной», и вместе с тем это, пожалуй, самая массовая техника. В июле 2007 года опубликован каталог красных смещений 77 418 767 галактик. Правда, при его создании использовалась несколько упрощенная автоматическая методика анализа спектров, и поэтому в некоторые значения могли вкрасться ошибки.

Игра в команде

Геометрические методы измерения расстояний не исчерпываются годичным параллаксом, в котором видимые угловые смещения звезд сравниваются с перемещениями Земли по орбите. Еще один подход опирается на движение Солнца и звезд друг относительно друга. Представим себе звездное скопление, пролетающее мимо Солнца. По законам перспективы видимые траектории его звезд, как рельсы на горизонте, сходятся в одну точку — радиант. Его положение говорит о том, под каким углом к лучу зрения летит скопление. Зная этот угол, можно разложить движение звезд скопления на две компоненты — вдоль луча зрения и перпендикулярно ему по небесной сфере — и определить пропорцию между ними. Лучевую скорость звезд в километрах в секунду измеряют по эффекту Доплера и с учетом найденной пропорции вычисляют проекцию скорости на небосвод — тоже в километрах в секунду. Остается сравнить эти линейные скорости звезд с угловыми, определенными по результатам многолетних наблюдений, — и расстояние будет известно! Этот способ работает до нескольких сотен парсек, но применим только к звездным скоплениям и потому называется методом групповых параллаксов. Именно так были впервые измерены расстояния до Гиад и Плеяд.

Вниз по лестнице, ведущей вверх

Выстраивая нашу лестницу к окраинам Вселенной, мы умалчивали о фундаменте, на котором она покоится. Между тем метод параллаксов дает расстояние не в эталонных метрах, а в астрономических единицах, то есть в радиусах земной орбиты, величину которой тоже удалось определить далеко не сразу. Так что оглянемся назад и спустимся по лестнице космических расстояний на Землю.

Вероятно, первым удаленность Солнца попытался определить Аристарх Самосский , предложивший гелиоцентрическую систему мира за полторы тысячи лет до Коперника. У него получилось, что Солнце находится в 20 раз дальше от нас, чем Луна. Эта оценка, как мы теперь знаем, заниженная в 20 раз, продержалась вплоть до эпохи Кеплера . Тот хотя сам и не измерил астрономическую единицу, но уже отметил, что Солнце должно быть гораздо дальше, чем считал Аристарх (а за ним и все остальные астрономы).

Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца получили Жан Доминик Кассини и Жан Рише. В 1672 году, во время противостояния Марса , они измерили его положение на фоне звезд одновременно из Парижа (Кассини) и Кайенны (Рише). Расстояние от Франции до Французской Гвианы послужило базой параллактического треугольника, из которого они определили расстояние до Марса, а затем по уравнениям небесной механики вычислили астрономическую единицу, получив значение 140 миллионов километров.

На протяжении следующих двух веков главным инструментом для определения масштабов Солнечной системы стали прохождения Венеры по диску Солнца. Наблюдая их одновременно из разных точек земного шара, можно вычислить расстояние от Земли до Венеры, а отсюда и все остальные расстояния в Солнечной системе. В XVIII—XIX веках это явление наблюдалось четырежды: в 1761, 1769, 1874 и 1882 годах. Эти наблюдения стали одними из первых международных научных проектов. Снаряжались масштабные экспедиции (английской экспедицией 1769 года руководил знаменитый Джеймс Кук), создавались специальные наблюдательные станции... И если в конце XVIII века Россия лишь предоставила французским ученым возможность наблюдать прохождение со своей территории (из Тобольска), то в 1874 и 1882 годах российские ученые уже принимали активное участие в исследованиях. К сожалению, исключительная сложность наблюдений привела к значительному разнобою в оценках астрономической единицы — примерно от 147 до 153 миллионов километров. Более надежное значение — 149,5 миллиона километров — было получено только на рубеже XIX—XX веков по наблюдениям астероидов. И, наконец, нужно учитывать, что результаты всех этих измерений опирались на знание длины базы, в роли которой при измерении астрономической единицы выступал радиус Земли. Так что в конечном итоге фундамент лестницы космических расстояний был заложен геодезистами.

Только во второй половине XX века в распоряжении ученых появились принципиально новые способы определения космических расстояний — лазерная и радиолокация. Они позволили в сотни тысяч раз повысить точность измерений в Солнечной системе. Погрешность радиолокации для Марса и Венеры составляет несколько метров, а расстояние до уголковых отражателей, установленных на Луне, измеряется с точностью до сантиметров. Принятое же на сегодня значение астрономической единицы составляет 149 597 870 691 метр.

Трудная судьба «Гиппарха»

Столь радикальный прогресс в измерении астрономической единицы по-новому поставил вопрос о расстояниях до звезд. Точность определения параллаксов ограничивает атмосфера Земли. Поэтому еще в 1960-х годах возникла идея вывести угломерный инструмент в космос. Реализовалась она в 1989 году с запуском европейского астрометрического спутника «Гиппарх ». Это название — устоявшийся, хотя формально и не совсем правильный перевод английского названия HIPPARCOS, которое является сокращением от High Precision Parallax Collecting Satellite («спутник для сбора высокоточных параллаксов») и не совпадает с англоязычным же написанием имени знаменитого древнегреческого астронома — Hipparchus, автора первого звездного каталога.

Создатели спутника поставили перед собой очень амбициозную задачу: измерить параллаксы более 100 тысяч звезд с миллисекундной точностью, то есть «дотянуться» до звезд, находящихся в сотнях парсек от Земли. Предстояло уточнить расстояния до нескольких рассеянных звездных скоплений, в частности Гиад и Плеяд. Но главное, появлялась возможность «перепрыгнуть через ступеньку», непосредственно измерив расстояния до самих цефеид.

Экспедиция началась с неприятностей. Из-за сбоя в разгонном блоке «Гиппарх» не вышел на расчетную геостационарную орбиту и остался на промежуточной сильно вытянутой траектории. Специалистам Европейского космического агентства все же удалось справиться с ситуацией, и орбитальный астрометрический телескоп успешно проработал 4 года. Еще столько же продлилась обработка результатов, и в 1997 году в свет вышел звездный каталог с параллаксами и собственными движениями 118 218 светил, в числе которых было около двухсот цефеид.

К сожалению, в ряде вопросов желаемая ясность так и не наступила. Самым непонятным оказался результат для Плеяд — предполагалось, что «Гиппарх» уточнит расстояние, которое прежде оценивалось в 130—135 парсек, однако на практике оказалось, что «Гиппарх» его исправил, получив значение всего 118 парсек. Принятие нового значения потребовало бы корректировки как теории эволюции звезд, так и шкалы межгалактических расстояний. Это стало бы серьезной проблемой для астрофизики, и расстояние до Плеяд стали тщательно проверять. К 2004 году несколько групп независимыми методами получили оценки расстояния до скопления в диапазоне от 132 до 139 пк. Начали раздаваться обидные голоса с предположениями, что последствия вывода спутника на неверную орбиту все-таки не удалось окончательно устранить. Тем самым под вопрос ставились вообще все измеренные им параллаксы.

Команда «Гиппарха» была вынуждена признать, что результаты измерений в целом точны, но, возможно, нуждаются в повторной обработке. Дело в том, что в космической астрометрии параллаксы не измеряются непосредственно. Вместо этого «Гиппарх» на протяжении четырех лет раз за разом измерял углы между многочисленными парами звезд. Эти углы меняются как из-за параллактического смещения, так и вследствие собственных движений звезд в пространстве. Чтобы «вытащить» из наблюдений именно значения параллаксов, требуется довольно сложная математическая обработка. Вот ее-то и пришлось повторить. Новые результаты были опубликованы в конце сентября 2007 года, но пока еще неясно, насколько при этом улучшилось положение дел.

Но этим проблемы «Гиппарха» не исчерпываются. Определенные им параллаксы цефеид оказались недостаточно точными для уверенной калибровки соотношения «период-светимость». Тем самым спутнику не удалось решить и вторую стоявшую перед ним задачу. Поэтому сейчас в мире рассматривается несколько новых проектов космической астрометрии. Ближе всех к реализации стоит европейский проект «Гайа» (Gaia), запуск которого намечен на 2012 год. Его принцип действия такой же, как у «Гиппарха», — многократные измерения углов между парами звезд. Однако благодаря мощной оптике он сможет наблюдать значительно более тусклые объекты, а использование метода интерферометрии повысит точность измерения углов до десятков микросекунд дуги. Предполагается, что «Гайа» сможет измерять килопарсековые расстояния с ошибкой не более 20% и за несколько лет работы определит положения около миллиарда объектов. Тем самым будет построена трехмерная карта значительной части Галактики.

Вселенная Аристотеля заканчивалась в девяти расстояниях от Земли до Солнца. Коперник считал, что звезды расположены в 1 000 раз дальше, чем Солнце. Параллаксы отодвинули даже ближайшие звезды на световые годы. В самом начале XX века американский астроном Харлоу Шепли при помощи цефеид определил, что поперечник Галактики (которую он отождествлял со Вселенной) измеряется десятками тысяч световых лет, а благодаря Хабблу границы Вселенной расширились до нескольких гигапарсек. Насколько окончательно они закреплены?

Конечно, на каждой ступени лестницы расстояний возникают свои, большие или меньшие погрешности, но в целом масштабы Вселенной определены достаточно хорошо, проверены разными не зависящими друг от друга методами и складываются в единую согласованную картину. Так что современные границы Вселенной кажутся незыблемыми. Впрочем, это не означает, что в один прекрасный день мы не захотим измерить расстояние от нее до какой-нибудь соседней Вселенной!

Шкловский И.С., Дмитрий Вибе. Земля (Sol III).

По материалам: www.vokrugsveta.ru , galspace.spb.ru , Шкловский И.С. "Вселенная, жизнь, разум" /Под ред. Н.С.Кардашева и В.И.Мороза.- 6-е изд.

Масштабы расстояний во Вселенной. Методы оценок размеров и расстояний

Бесконечность и огромность Вселенной вызывают чувство восхищения и трепета.

Так, немецкий физик, изобретатель воздушного насоса, показавший существование давления воздуха (опыт с ʼʼмагдебургскими полушариямиʼʼ) и изучивший многие ᴇᴦο свойства, О. фон Герике ставил опыты, чтобы доказать, что Вселенная пуста, вездесуща и бесконечна. Это противоречило науке начала XVII в. Он писал, что ᴇᴦο в стремлении узнать строение мира прежде всего потрясла невообразимая протяженность

Вселенной. Она-то и возбудила в нем не дающее покоя стремление увериться, чем является то, что распространяется между небесными телами˸ ʼʼЧем же, в сущности, оно является? А ведь оно содержит все и дает место для бытия и существования. Может быть, это какая-то огненная небесная материя, твердая (как утверждали аристотелики), жидкая (как думают Коперник и Тихо Браге) или какая-нибудь прозрачная пятая эссенция? Или же пространство свободно от всякой материи, т.е. есть постоянно отрицаемая пустотаʼʼ.

Расстояния в мире звезд измеряют в световых годах (1 св. год ≈ ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 км), или в парсеках (1 пк = 3,26 св. года = 206 265 а.е. = = 3,1 ‣‣‣ 10 16 м). Расстояние от Земли до Солнца в 1 а.е. (астрономическая единица) ≈ 150 млн км, ᴇᴦο свет преодолевает за 8,5 мин. Луна находится на расстоянии около 1 св. с, или 384 тыс. км, или 60 радиусов Земли. Поперечник Солнечной системы - несколько световых часов, а ближайшая звезда (Проксима созвездия Центавра) находится на расстоянии около 4 св. лет.

В древности у разных народов были и различные представления о Земле и её форме. Так, индусы представляли себе Землю в виде плоскости, лежащей на спинах слонов; жители Вавилона - в виде горы, на западном склоне которой находится Вавилония; евреи - в виде равнины и т.д. Но в любом случае считалось, что в некоем месте небесный купол соединяется с земной твердью. Своему появлению и развитию наука о Земле, география, во многом обязана древним грекам, представлявшим мир в виде круглой лепешки с Грецией в центре. Гекатей Милетский даже вычислил её диаметр - 8000 км. Для наших далеких предков ориентация в пространстве имела огромное значение. Порядок обеспечивал безопасность.

В Месопотамии и Египте наблюдения за небом составляли прерогативу жрецов и связывались састрологией. Люди заметили, что планеты перемещаются на фоне звезд (от греч. planetes - блуждающий). Они стали делать модели окружающего человека мирового пространства, модели Мира. В центр Мира ставился человек и, следовательно, наша Земля. Такое выделенное положение человека соответствовало представлениям наблюдателя. Аристотель дал натурфилософское обоснование такой системы˸ он представлял космос как большое число связанных друг с другом материальных сфер, каждая из которых подчиняется своим законам. Видимое движение небесных тел с востока на запад он не мог объяснить и ограничился высказыванием˸ ʼʼПрирода всегда осуществляет лучшую из возможностейʼʼ. Другой ученик Платона Эвдокс попытался найти кинематику планет исходя из гипотезы движения по идеальной кривой - окружности. Для этого ему пришлось подбирать скорости и направления движений трех (а потом - семи) сфер для описания видимого движения Солнца и Луны и 26 сфер - для планет. Аристотель использовал уже 56 сфер, а математик Аполлоний предложил теорию эпициклов˸ планета движется по круговой орбите, центр которой описывает круг вокруг Земли. Эту систему развил знаменитый астроном Гиппарх, составивший первый каталог из 850 звезд, выделивший созвездия и открывший прецессию земной оси. Его считают одним из основателей астрономии. У Аристотеля все не-

Масштабы расстояний во Вселенной. Методы оценок размеров и расстояний - понятие и виды. Классификация и особенности категории "Масштабы расстояний во Вселенной. Методы оценок размеров и расстояний" 2015, 2017-2018.