Τι γνωρίζουμε για το σύμπαν, πώς είναι το σύμπαν; Το Σύμπαν είναι ένας απεριόριστος κόσμος που είναι δύσκολο να τον κατανοήσει ο ανθρώπινος νους, ο οποίος φαίνεται εξωπραγματικός και μη-υλικός. Στην πραγματικότητα, μας περιβάλλει η ύλη, απεριόριστη σε χώρο και χρόνο, ικανή να πάρει διάφορες μορφές. Για να προσπαθήσουμε να κατανοήσουμε την πραγματική κλίμακα του διαστήματος, πώς λειτουργεί το Σύμπαν, τη δομή του σύμπαντος και τις διαδικασίες της εξέλιξης, θα χρειαστεί να περάσουμε το κατώφλι της δικής μας κοσμοθεωρίας, να δούμε τον κόσμο γύρω μας από μια διαφορετική γωνία, από μέσα.

Μια ματιά στις τεράστιες εκτάσεις του διαστήματος από τη Γη

Ο Σχηματισμός του Σύμπαντος: Πρώτα Βήματα

Ο χώρος που παρατηρούμε μέσω των τηλεσκοπίων είναι μόνο ένα μέρος του αστρικού Σύμπαντος, του λεγόμενου Μεγαγαλαξία. Οι παράμετροι του κοσμολογικού ορίζοντα Hubble είναι κολοσσιαίες - 15-20 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Αυτά τα δεδομένα είναι κατά προσέγγιση, αφού στη διαδικασία της εξέλιξης το Σύμπαν διαστέλλεται συνεχώς. Η διαστολή του σύμπαντος συμβαίνει μέσω της εξάπλωσης χημικών στοιχείων και της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων. Η δομή του σύμπαντος αλλάζει συνεχώς. Στο διάστημα, προκύπτουν σμήνη γαλαξιών, αντικείμενα και σώματα του Σύμπαντος είναι δισεκατομμύρια αστέρια που σχηματίζουν στοιχεία του κοντινού διαστήματος - αστρικά συστήματα με πλανήτες και δορυφόρους.

Πού είναι η αρχή; Πώς δημιουργήθηκε το σύμπαν; Προφανώς η ηλικία του Σύμπαντος είναι 20 δισεκατομμύρια χρόνια. Είναι πιθανό ότι η καυτή και πυκνή πρωτούλη έγινε η πηγή της κοσμικής ύλης, το σύμπλεγμα της οποίας εξερράγη κάποια στιγμή. Τα μικρότερα σωματίδια που σχηματίστηκαν ως αποτέλεσμα της έκρηξης διασκορπίστηκαν προς όλες τις κατευθύνσεις και συνεχίζουν να απομακρύνονται από το επίκεντρο στην εποχή μας. Η θεωρία του Big Bang, η οποία κυριαρχεί πλέον στην επιστημονική κοινότητα, ταιριάζει με την καλύτερη περιγραφή της διαδικασίας σχηματισμού του Σύμπαντος. Η ουσία που προέκυψε ως αποτέλεσμα ενός κοσμικού κατακλυσμού ήταν μια ετερογενής μάζα αποτελούμενη από τα μικρότερα ασταθή σωματίδια που συγκρούονται και διασκορπίζονται άρχισαν να αλληλεπιδρούν μεταξύ τους.

Η Μεγάλη Έκρηξη είναι μια θεωρία για την προέλευση του σύμπαντος, που εξηγεί τον σχηματισμό του. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, αρχικά υπήρχε μια ορισμένη ποσότητα ύλης, η οποία, ως αποτέλεσμα ορισμένων διεργασιών, εξερράγη με κολοσσιαία δύναμη, σκορπίζοντας μια μάζα μητέρας στον περιβάλλοντα χώρο.

Λίγο καιρό αργότερα, σύμφωνα με τα κοσμικά πρότυπα - μια στιγμή, σύμφωνα με τη γήινη χρονολογία - εκατομμύρια χρόνια, έχει έρθει το στάδιο της υλοποίησης του διαστήματος. Από τι αποτελείται το σύμπαν; Η διάσπαρτη ύλη άρχισε να συγκεντρώνεται σε θρόμβους, μεγάλους και μικρούς, στη θέση των οποίων άρχισαν να εμφανίζονται στη συνέχεια τα πρώτα στοιχεία του Σύμπαντος, τεράστιες αέριες μάζες - το φυτώριο των μελλοντικών αστεριών. Στις περισσότερες περιπτώσεις, η διαδικασία σχηματισμού υλικών αντικειμένων στο Σύμπαν εξηγείται από τους νόμους της φυσικής και της θερμοδυναμικής, ωστόσο, υπάρχουν ορισμένα σημεία που δεν μπορούν ακόμη να εξηγηθούν. Για παράδειγμα, γιατί σε ένα μέρος του διαστήματος η διαστελλόμενη ουσία συγκεντρώνεται περισσότερο, ενώ σε ένα άλλο μέρος του σύμπαντος η ύλη είναι πολύ σπάνια. Απαντήσεις σε αυτά τα ερωτήματα μπορούν να ληφθούν μόνο όταν γίνει σαφής ο μηχανισμός σχηματισμού διαστημικών αντικειμένων, μεγάλων και μικρών.

Τώρα η διαδικασία σχηματισμού του Σύμπαντος εξηγείται από τη δράση των νόμων του Σύμπαντος. Η βαρυτική αστάθεια και η ενέργεια σε διάφορες περιοχές προκάλεσαν το σχηματισμό πρωτοαστέρων, οι οποίοι με τη σειρά τους, υπό την επίδραση των φυγόκεντρων δυνάμεων και της βαρύτητας, σχημάτισαν γαλαξίες. Με άλλα λόγια, ενώ η ύλη συνέχιζε και συνεχίζει να επεκτείνεται, οι διαδικασίες συμπίεσης ξεκίνησαν υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων. Σωματίδια νεφών αερίου άρχισαν να συγκεντρώνονται γύρω από το φανταστικό κέντρο, σχηματίζοντας τελικά μια νέα σφραγίδα. Το δομικό υλικό σε αυτό το γιγάντιο εργοτάξιο είναι το μοριακό υδρογόνο και το ήλιο.

Τα χημικά στοιχεία του Σύμπαντος είναι το πρωταρχικό δομικό υλικό από το οποίο προχώρησε στη συνέχεια ο σχηματισμός των αντικειμένων του Σύμπαντος.

Περαιτέρω, ο νόμος της θερμοδυναμικής αρχίζει να λειτουργεί, ενεργοποιούνται οι διαδικασίες αποσύνθεσης και ιονισμού. Μόρια υδρογόνου και ηλίου διασπώνται σε άτομα, από τα οποία, υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων, σχηματίζεται ο πυρήνας ενός πρωτοάστρου. Αυτές οι διαδικασίες είναι οι νόμοι του Σύμπαντος και έχουν πάρει τη μορφή μιας αλυσιδωτής αντίδρασης, που λαμβάνουν χώρα σε όλες τις μακρινές γωνιές του Σύμπαντος, γεμίζοντας το σύμπαν με δισεκατομμύρια, εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια.

Evolution of the Universe: Highlights

Σήμερα, στους επιστημονικούς κύκλους, υπάρχει μια υπόθεση για την κυκλικότητα των καταστάσεων από τις οποίες υφαίνεται η ιστορία του Σύμπαντος. Έχοντας προκύψει ως αποτέλεσμα της έκρηξης της πρωτούλης, οι συσσωρεύσεις αερίων έγιναν φυτώριο για αστέρια, τα οποία με τη σειρά τους σχημάτισαν πολυάριθμους γαλαξίες. Ωστόσο, έχοντας φτάσει σε μια ορισμένη φάση, η ύλη στο Σύμπαν αρχίζει να αγωνίζεται για την αρχική, συγκεντρωμένη της κατάσταση, δηλ. Η έκρηξη και η επακόλουθη διαστολή της ύλης στο διάστημα ακολουθούνται από συμπίεση και επιστροφή σε μια υπερπυκνή κατάσταση, στο σημείο εκκίνησης. Στη συνέχεια, όλα επαναλαμβάνονται, τη γέννηση ακολουθεί η τελική, και ούτω καθεξής για πολλά δισεκατομμύρια χρόνια, άπειρα.

Η αρχή και το τέλος του σύμπαντος σύμφωνα με την κυκλική φύση της εξέλιξης του σύμπαντος

Ωστόσο, έχοντας παραλείψει το θέμα του σχηματισμού του Σύμπαντος, το οποίο παραμένει ανοιχτό ερώτημα, θα πρέπει να προχωρήσουμε στη δομή του σύμπαντος. Πίσω στη δεκαετία του '30 του XX αιώνα, έγινε σαφές ότι το διάστημα χωρίζεται σε περιοχές - γαλαξίες, οι οποίοι είναι τεράστιοι σχηματισμοί, ο καθένας με τον δικό του αστρικό πληθυσμό. Ωστόσο, οι γαλαξίες δεν είναι στατικά αντικείμενα. Η ταχύτητα διαστολής των γαλαξιών από το νοητό κέντρο του Σύμπαντος αλλάζει συνεχώς, όπως αποδεικνύεται από τη σύγκλιση ορισμένων και την απομάκρυνση άλλων μεταξύ τους.

Όλες αυτές οι διαδικασίες, από την άποψη της διάρκειας της επίγειας ζωής, διαρκούν πολύ αργά. Από την άποψη της επιστήμης και αυτών των υποθέσεων, όλες οι εξελικτικές διαδικασίες συμβαίνουν γρήγορα. Συμβατικά, η εξέλιξη του Σύμπαντος μπορεί να χωριστεί σε τέσσερα στάδια - εποχές:

• εποχή αδρόνων?
• λεπτονική εποχή?
• εποχή φωτονίων?
• αστρική εποχή.

Κοσμική χρονική κλίμακα και η εξέλιξη του Σύμπαντος, σύμφωνα με την οποία μπορεί να εξηγηθεί η εμφάνιση των διαστημικών αντικειμένων

Στο πρώτο στάδιο, όλη η ύλη συγκεντρώθηκε σε μια μεγάλη πυρηνική σταγόνα, αποτελούμενη από σωματίδια και αντισωματίδια, συνδυασμένα σε ομάδες - αδρόνια (πρωτόνια και νετρόνια). Η αναλογία σωματιδίων και αντισωματιδίων είναι περίπου 1:1,1. Έπειτα ακολουθεί η διαδικασία εκμηδένισης σωματιδίων και αντισωματιδίων. Τα υπόλοιπα πρωτόνια και νετρόνια είναι το δομικό υλικό από το οποίο σχηματίζεται το Σύμπαν. Η διάρκεια της εποχής των αδρονίων είναι αμελητέα, μόνο 0,0001 δευτερόλεπτα - η περίοδος της εκρηκτικής αντίδρασης.

Περαιτέρω, μετά από 100 δευτερόλεπτα, ξεκινά η διαδικασία σύνθεσης στοιχείων. Σε θερμοκρασία ενός δισεκατομμυρίου βαθμών, σχηματίζονται μόρια υδρογόνου και ηλίου κατά τη διαδικασία της πυρηνικής σύντηξης. Όλο αυτό το διάστημα, η ουσία συνεχίζει να επεκτείνεται στο διάστημα.

Από αυτή τη στιγμή ξεκινά ένα μακρύ, από 300 χιλιάδες έως 700 χιλιάδες χρόνια, στάδιο ανασυνδυασμού πυρήνων και ηλεκτρονίων, σχηματίζοντας άτομα υδρογόνου και ηλίου. Σε αυτή την περίπτωση, παρατηρείται μείωση της θερμοκρασίας της ουσίας και η ένταση της ακτινοβολίας μειώνεται. Το σύμπαν γίνεται διαφανές. Το υδρογόνο και το ήλιο που σχηματίζονται σε κολοσσιαίες ποσότητες, υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων, μετατρέπουν το πρωτεύον Σύμπαν σε ένα γιγάντιο εργοτάξιο. Μετά από εκατομμύρια χρόνια, ξεκινά η αστρική εποχή - που είναι η διαδικασία σχηματισμού των πρωτοαστέρων και των πρώτων πρωτογαλαξιών.

Αυτή η διαίρεση της εξέλιξης σε στάδια ταιριάζει στο μοντέλο του θερμού Σύμπαντος, το οποίο εξηγεί πολλές διαδικασίες. Οι πραγματικές αιτίες της Μεγάλης Έκρηξης, ο μηχανισμός της διαστολής της ύλης παραμένουν ανεξήγητες.

Η δομή και η δομή του σύμπαντος

Με το σχηματισμό του αερίου υδρογόνου ξεκινά η αστρική εποχή της εξέλιξης του Σύμπαντος. Το υδρογόνο υπό την επίδραση της βαρύτητας συσσωρεύεται σε τεράστιες συσσωρεύσεις, θρόμβους. Η μάζα και η πυκνότητα τέτοιων σμηνών είναι κολοσσιαία, εκατοντάδες χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του ίδιου του σχηματισμένου γαλαξία. Η άνιση κατανομή του υδρογόνου, που παρατηρήθηκε στο αρχικό στάδιο του σχηματισμού του σύμπαντος, εξηγεί τις διαφορές στα μεγέθη των σχηματισμένων γαλαξιών. Εκεί που θα έπρεπε να υπήρχε η μέγιστη συσσώρευση αερίου υδρογόνου, σχηματίστηκαν μεγαγαλαξίες. Όπου η συγκέντρωση του υδρογόνου ήταν αμελητέα, εμφανίστηκαν μικρότεροι γαλαξίες, όπως το αστρικό μας σπίτι, ο Γαλαξίας.

Η εκδοχή σύμφωνα με την οποία το Σύμπαν είναι ένα σημείο εκκίνησης γύρω από το οποίο περιστρέφονται οι γαλαξίες σε διαφορετικά στάδια ανάπτυξης

Από αυτή τη στιγμή, το Σύμπαν δέχεται τους πρώτους σχηματισμούς με σαφή όρια και φυσικές παραμέτρους. Αυτά δεν είναι πλέον νεφελώματα, συσσωρεύσεις αστρικού αερίου και κοσμικής σκόνης (προϊόντα έκρηξης), πρωτοσμήνη αστρικής ύλης. Αυτές είναι χώρες αστέρια, η περιοχή της οποίας είναι τεράστια από την άποψη του ανθρώπινου μυαλού. Το σύμπαν γεμίζει με ενδιαφέροντα κοσμικά φαινόμενα.

Από την άποψη των επιστημονικών δικαιολογήσεων και του σύγχρονου μοντέλου του Σύμπαντος, οι γαλαξίες σχηματίστηκαν αρχικά ως αποτέλεσμα της δράσης των βαρυτικών δυνάμεων. Η ύλη μετατράπηκε σε μια κολοσσιαία παγκόσμια δίνη. Οι κεντρομόλος διεργασίες εξασφάλισαν τον επακόλουθο κατακερματισμό των νεφών αερίου σε σμήνη, τα οποία έγιναν η γενέτειρα των πρώτων αστεριών. Πρωτογαλαξίες με γρήγορη περίοδο περιστροφής μετατράπηκαν σε σπειροειδείς γαλαξίες με την πάροδο του χρόνου. Όπου η περιστροφή ήταν αργή και παρατηρήθηκε κυρίως η διαδικασία συμπίεσης της ύλης, σχηματίστηκαν ακανόνιστοι γαλαξίες, πιο συχνά ελλειπτικοί. Σε αυτό το υπόβαθρο, στο Σύμπαν έλαβαν χώρα πιο μεγαλειώδεις διεργασίες - ο σχηματισμός υπερσμήνων γαλαξιών, που αγγίζουν στενά το ένα το άλλο με τις άκρες τους.

Τα υπερσμήνη είναι πολυάριθμες ομάδες γαλαξιών και σμήνη γαλαξιών στη μεγάλης κλίμακας δομή του Σύμπαντος. Μέσα σε 1 δισ. St. χρόνια υπάρχουν περίπου 100 υπερσμήνη

Από εκείνη τη στιγμή έγινε σαφές ότι το Σύμπαν είναι ένας τεράστιος χάρτης, όπου οι ήπειροι είναι σμήνη γαλαξιών και οι χώρες είναι μεγαγαλαξίες και γαλαξίες που σχηματίστηκαν πριν από δισεκατομμύρια χρόνια. Κάθε ένας από τους σχηματισμούς αποτελείται από ένα σμήνος αστεριών, νεφελωμάτων, συσσωρεύσεων διαστρικών αερίων και σκόνης. Ωστόσο, όλος αυτός ο πληθυσμός είναι μόνο το 1% του συνολικού όγκου των καθολικών σχηματισμών. Η κύρια μάζα και ο όγκος των γαλαξιών καταλαμβάνεται από τη σκοτεινή ύλη, η φύση της οποίας δεν είναι δυνατό να εντοπιστεί.

Ποικιλομορφία του Σύμπαντος: κατηγορίες γαλαξιών

Μέσα από τις προσπάθειες του Αμερικανού αστροφυσικού Έντουιν Χαμπλ, έχουμε πλέον τα όρια του σύμπαντος και μια σαφή ταξινόμηση των γαλαξιών που το κατοικούν. Η ταξινόμηση βασίστηκε στα δομικά χαρακτηριστικά αυτών των γιγάντιων σχηματισμών. Γιατί οι γαλαξίες έχουν διαφορετικά σχήματα; Η απάντηση σε αυτό και σε πολλά άλλα ερωτήματα δίνεται από την ταξινόμηση Hubble, σύμφωνα με την οποία το Σύμπαν αποτελείται από γαλαξίες των ακόλουθων τάξεων:

• σπειροειδής;
• ελλειπτικός;
• ακανόνιστους γαλαξίες.

Οι πρώτοι περιλαμβάνουν τους πιο συνηθισμένους σχηματισμούς που γεμίζουν το σύμπαν. Χαρακτηριστικά γνωρίσματα των σπειροειδών γαλαξιών είναι η παρουσία μιας σαφώς καθορισμένης σπείρας που περιστρέφεται γύρω από έναν φωτεινό πυρήνα ή τείνει προς μια γαλαξιακή γέφυρα. Οι σπειροειδείς γαλαξίες με πυρήνα υποδηλώνονται με τα σύμβολα S, ενώ τα αντικείμενα με μια κεντρική ράβδο έχουν ήδη τον προσδιορισμό SB. Αυτή η κατηγορία περιλαμβάνει επίσης τον γαλαξία μας Milky Way, στο κέντρο του οποίου ο πυρήνας χωρίζεται από μια φωτεινή ράβδο.

Ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας. Στο κέντρο διακρίνεται καθαρά ένας πυρήνας με γέφυρα από τα άκρα της οποίας προέρχονται σπειροειδείς βραχίονες.

Παρόμοιοι σχηματισμοί είναι διάσπαρτοι σε όλο το σύμπαν. Ο πλησιέστερος σπειροειδής γαλαξίας σε εμάς, η Ανδρομέδα, είναι ένας γίγαντας που πλησιάζει γρήγορα τον Γαλαξία μας. Ο μεγαλύτερος εκπρόσωπος αυτής της κατηγορίας που γνωρίζουμε είναι ο γιγάντιος γαλαξίας NGC 6872. Η διάμετρος του γαλαξιακού δίσκου αυτού του τέρατος είναι περίπου 522 χιλιάδες έτη φωτός. Αυτό το αντικείμενο βρίσκεται σε απόσταση 212 εκατομμυρίων ετών φωτός από τον γαλαξία μας.

Η επόμενη κοινή κατηγορία γαλαξιακών σχηματισμών είναι οι ελλειπτικοί γαλαξίες. Η ονομασία τους σύμφωνα με την ταξινόμηση του Hubble είναι το γράμμα Ε (ελλειπτικό). Σε σχήμα, αυτοί οι σχηματισμοί είναι ελλειψοειδείς. Παρά το γεγονός ότι υπάρχουν πολλά παρόμοια αντικείμενα στο Σύμπαν, οι ελλειπτικοί γαλαξίες δεν είναι πολύ εκφραστικοί. Αποτελούνται κυρίως από λείες ελλείψεις που είναι γεμάτες με αστρικά σμήνη. Σε αντίθεση με τις γαλαξιακές σπείρες, οι ελλείψεις δεν περιέχουν συσσωρεύσεις διαστρικού αερίου και κοσμικής σκόνης, που είναι τα κύρια οπτικά εφέ της οπτικοποίησης τέτοιων αντικειμένων.

Ένας τυπικός εκπρόσωπος αυτής της τάξης, γνωστός σήμερα, είναι ένα ελλειπτικό δακτυλιοειδές νεφέλωμα στον αστερισμό της Λύρας. Αυτό το αντικείμενο βρίσκεται σε απόσταση 2100 ετών φωτός από τη Γη.

Άποψη του ελλειπτικού γαλαξία Κένταυρος Α μέσω του τηλεσκοπίου CFHT

Η τελευταία κατηγορία γαλαξιακών αντικειμένων που κατοικούν στο Σύμπαν είναι ακανόνιστοι ή ακανόνιστοι γαλαξίες. Ο χαρακτηρισμός ταξινόμησης Hubble είναι ο λατινικός χαρακτήρας I. Το κύριο χαρακτηριστικό είναι το ακανόνιστο σχήμα. Με άλλα λόγια, τέτοια αντικείμενα δεν έχουν σαφή συμμετρικά σχήματα και χαρακτηριστικό σχέδιο. Στη μορφή του, ένας τέτοιος γαλαξίας μοιάζει με μια εικόνα παγκόσμιου χάους, όπου τα αστρικά σμήνη εναλλάσσονται με σύννεφα αερίου και κοσμικής σκόνης. Στην κλίμακα του σύμπαντος, οι ακανόνιστοι γαλαξίες είναι συχνό φαινόμενο.

Με τη σειρά τους, οι ακανόνιστοι γαλαξίες χωρίζονται σε δύο υποτύπους:

• Οι ακανόνιστοι γαλαξίες του υποτύπου I έχουν μια πολύπλοκη ακανόνιστη δομή, μια επιφάνεια υψηλής πυκνότητας, η οποία διακρίνεται από τη φωτεινότητα. Συχνά ένα τέτοιο χαοτικό σχήμα ακανόνιστων γαλαξιών είναι το αποτέλεσμα σπείρων που έχουν καταρρεύσει. Χαρακτηριστικό παράδειγμα τέτοιου γαλαξία είναι τα Μεγάλα και Μικρά Νέφη του Μαγγελάνου.
• Οι ακανόνιστοι γαλαξίες υποτύπου ΙΙ έχουν χαμηλή επιφάνεια, χαοτικό σχήμα και δεν είναι πολύ φωτεινοί. Λόγω της μείωσης της φωτεινότητας, τέτοιοι σχηματισμοί είναι δύσκολο να εντοπιστούν στην απεραντοσύνη του Σύμπαντος.

Το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου είναι ο πλησιέστερος σε εμάς ακανόνιστος γαλαξίας. Και οι δύο σχηματισμοί, με τη σειρά τους, είναι δορυφόροι του Γαλαξία μας και ενδέχεται σύντομα (σε 1-2 δισεκατομμύρια χρόνια) να απορροφηθούν από ένα μεγαλύτερο αντικείμενο.

Ο ακανόνιστος γαλαξίας Το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου είναι δορυφόρος του Γαλαξία μας.

Παρά το γεγονός ότι ο Edwin Hubble τοποθέτησε με ακρίβεια τους γαλαξίες σε κατηγορίες, αυτή η ταξινόμηση δεν είναι ιδανική. Θα μπορούσαμε να πετύχουμε περισσότερα αποτελέσματα αν συμπεριλάβαμε τη θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν στη διαδικασία της γνώσης του Σύμπαντος. Το σύμπαν αντιπροσωπεύεται από έναν πλούτο διαφόρων μορφών και δομών, καθεμία από τις οποίες έχει τις δικές της χαρακτηριστικές ιδιότητες και χαρακτηριστικά. Πρόσφατα, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να ανιχνεύσουν νέους γαλαξιακούς σχηματισμούς που περιγράφονται ως ενδιάμεσα αντικείμενα μεταξύ σπειροειδών και ελλειπτικών γαλαξιών.

Ο Γαλαξίας είναι το πιο γνωστό μέρος του σύμπαντος για εμάς.

Δύο σπειροειδείς βραχίονες, συμμετρικά τοποθετημένοι γύρω από το κέντρο, αποτελούν το κύριο σώμα του γαλαξία. Οι σπείρες, με τη σειρά τους, αποτελούνται από μανίκια που ρέουν ομαλά το ένα μέσα στο άλλο. Στη συμβολή των βραχιόνων του Τοξότη και του Κύκνου, ο Ήλιος μας βρίσκεται από το κέντρο του γαλαξία του Γαλαξία σε απόσταση 2,62 1017 km. Οι σπείρες και οι βραχίονες των σπειροειδών γαλαξιών είναι σμήνη αστεριών που αυξάνονται σε πυκνότητα καθώς πλησιάζουν το γαλαξιακό κέντρο. Η υπόλοιπη μάζα και ο όγκος των γαλαξιακών σπειρών είναι σκοτεινή ύλη και μόνο ένα μικρό μέρος οφείλεται στο διαστρικό αέριο και την κοσμική σκόνη.

Η θέση του Ήλιου στην αγκαλιά του Γαλαξία, η θέση του γαλαξία μας στο Σύμπαν

Το πάχος των σπειρών είναι περίπου 2 χιλιάδες έτη φωτός. Αυτό το κέικ ολόκληρου στρώματος βρίσκεται σε συνεχή κίνηση, περιστρέφεται με τεράστια ταχύτητα 200-300 km / s. Όσο πιο κοντά στο κέντρο του γαλαξία, τόσο μεγαλύτερη είναι η ταχύτητα περιστροφής. Θα χρειαστούν 250 εκατομμύρια χρόνια ο ήλιος και το ηλιακό μας σύστημα για να κάνουν μια πλήρη επανάσταση γύρω από το κέντρο του Γαλαξία μας.

Ο γαλαξίας μας αποτελείται από ένα τρισεκατομμύριο αστέρια, μεγάλα και μικρά, υπερβαρέα και μεσαίου μεγέθους. Το πιο πυκνό σμήνος αστεριών στον Γαλαξία μας είναι ο βραχίονας του Τοξότη. Σε αυτήν την περιοχή παρατηρείται η μέγιστη φωτεινότητα του γαλαξία μας. Το αντίθετο τμήμα του γαλαξιακού κύκλου, αντίθετα, είναι λιγότερο φωτεινό και δεν διακρίνεται ελάχιστα από την οπτική παρατήρηση.

Το κεντρικό τμήμα του Milky Way αντιπροσωπεύεται από έναν πυρήνα, οι διαστάσεις του οποίου είναι πιθανώς 1000-2000 parsecs. Σε αυτή τη φωτεινότερη περιοχή του γαλαξία, συγκεντρώνεται ο μέγιστος αριθμός αστεριών, τα οποία έχουν διαφορετικές τάξεις, τα δικά τους μονοπάτια ανάπτυξης και εξέλιξης. Βασικά, πρόκειται για παλιά υπερβαριά αστέρια που βρίσκονται στο τελικό στάδιο της Κύριας Ακολουθίας. Η επιβεβαίωση της παρουσίας του κέντρου γήρανσης του γαλαξία του Γαλαξία είναι η παρουσία σε αυτή την περιοχή μεγάλου αριθμού άστρων νετρονίων και μαύρων οπών. Πράγματι, το κέντρο του σπειροειδούς δίσκου οποιουδήποτε σπειροειδούς γαλαξία είναι μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα, η οποία, όπως μια γιγάντια ηλεκτρική σκούπα, απορροφά ουράνια αντικείμενα και πραγματική ύλη.

Η υπερμεγέθης μαύρη τρύπα στο κεντρικό τμήμα του Γαλαξία είναι το μέρος όπου πεθαίνουν όλα τα γαλαξιακά αντικείμενα.

Όσον αφορά τα αστρικά σμήνη, οι επιστήμονες κατάφεραν σήμερα να ταξινομήσουν δύο τύπους σμήνων: τα σφαιρικά και τα ανοιχτά. Εκτός από τα αστρικά σμήνη, οι σπείρες και οι βραχίονες του Γαλαξία, όπως κάθε άλλος σπειροειδής γαλαξίας, αποτελούνται από διάσπαρτη ύλη και σκοτεινή ενέργεια. Ως συνέπεια της Μεγάλης Έκρηξης, η ύλη βρίσκεται σε μια εξαιρετικά σπάνια κατάσταση, η οποία αντιπροσωπεύεται από σπάνια διαστρικά αέρια και σωματίδια σκόνης. Το ορατό τμήμα της ύλης αντιπροσωπεύεται από νεφελώματα, τα οποία με τη σειρά τους χωρίζονται σε δύο τύπους: πλανητικά και διάχυτα νεφελώματα. Το ορατό τμήμα του φάσματος των νεφελωμάτων εξηγείται από τη διάθλαση του φωτός των αστεριών, τα οποία ακτινοβολούν φως στο εσωτερικό της σπείρας προς όλες τις κατευθύνσεις.

Σε αυτήν την κοσμική σούπα υπάρχει το ηλιακό μας σύστημα. Όχι, δεν είμαστε οι μόνοι σε αυτόν τον τεράστιο κόσμο. Όπως ο Ήλιος, πολλά αστέρια έχουν τα δικά τους πλανητικά συστήματα. Το όλο ερώτημα είναι πώς να ανιχνεύσουμε μακρινούς πλανήτες, εάν οι αποστάσεις ακόμη και εντός του γαλαξία μας υπερβαίνουν τη διάρκεια ύπαρξης οποιουδήποτε ευφυούς πολιτισμού. Ο χρόνος στο Σύμπαν μετριέται με άλλα κριτήρια. Οι πλανήτες με τους δορυφόρους τους είναι τα μικρότερα αντικείμενα στο Σύμπαν. Ο αριθμός τέτοιων αντικειμένων είναι ανυπολόγιστος. Καθένα από αυτά τα αστέρια που βρίσκονται στην ορατή περιοχή μπορεί να έχει τα δικά του αστρικά συστήματα. Είναι στη δύναμή μας να βλέπουμε μόνο τους πλησιέστερους υπάρχοντες πλανήτες σε εμάς. Το τι συμβαίνει στη γειτονιά, ποιοι κόσμοι υπάρχουν σε άλλους βραχίονες του Γαλαξία μας και ποιοι πλανήτες υπάρχουν σε άλλους γαλαξίες, παραμένει ένα μυστήριο.

Το Kepler-16 b είναι ένας εξωπλανήτης γύρω από το διπλό αστέρι Kepler-16 στον αστερισμό του Κύκνου

συμπέρασμα

Έχοντας μόνο μια επιφανειακή ιδέα για το πώς εμφανίστηκε το Σύμπαν και πώς εξελίσσεται, ένα άτομο έχει κάνει μόνο ένα μικρό βήμα προς την κατανόηση και την κατανόηση της κλίμακας του σύμπαντος. Οι μεγαλειώδεις διαστάσεις και κλίμακες με τις οποίες καλούνται να αντιμετωπίσουν οι επιστήμονες σήμερα δείχνουν ότι ο ανθρώπινος πολιτισμός είναι μόνο μια στιγμή σε αυτή τη δέσμη ύλης, χώρου και χρόνου.

Μοντέλο του Σύμπαντος σύμφωνα με την έννοια της παρουσίας της ύλης στο χώρο, λαμβάνοντας υπόψη τον χρόνο

Η μελέτη του σύμπαντος πηγαίνει από τον Κοπέρνικο μέχρι σήμερα. Στην αρχή, οι επιστήμονες ξεκίνησαν από το ηλιοκεντρικό μοντέλο. Στην πραγματικότητα, αποδείχθηκε ότι ο Κόσμος δεν έχει πραγματικό κέντρο και όλη η περιστροφή, η κίνηση και η κίνηση συμβαίνουν σύμφωνα με τους νόμους του Σύμπαντος. Παρά το γεγονός ότι υπάρχει μια επιστημονική εξήγηση για τις συνεχιζόμενες διεργασίες, τα συμπαντικά αντικείμενα χωρίζονται σε τάξεις, τύπους και τύπους, κανένα σώμα στο διάστημα δεν είναι παρόμοιο με άλλο. Τα μεγέθη των ουράνιων σωμάτων είναι κατά προσέγγιση, καθώς και η μάζα τους. Η θέση των γαλαξιών, των αστεριών και των πλανητών είναι υπό όρους. Το θέμα είναι ότι δεν υπάρχει σύστημα συντεταγμένων στο Σύμπαν. Παρατηρώντας το διάστημα, κάνουμε μια προβολή σε όλο τον ορατό ορίζοντα, θεωρώντας τη Γη μας ως σημείο αναφοράς μηδέν. Στην πραγματικότητα, είμαστε μόνο ένα μικροσκοπικό σωματίδιο, χαμένο στις άπειρες εκτάσεις του Σύμπαντος.

Το Σύμπαν είναι μια ουσία στην οποία όλα τα αντικείμενα υπάρχουν σε στενή σχέση με τον χώρο και τον χρόνο

Ομοίως με τη σύνδεση με τις διαστάσεις, ο χρόνος στο Σύμπαν θα πρέπει να θεωρείται ως το κύριο συστατικό. Η προέλευση και η ηλικία των διαστημικών αντικειμένων σας επιτρέπει να κάνετε μια εικόνα της γέννησης του κόσμου, να επισημάνετε τα στάδια της εξέλιξης του σύμπαντος. Το σύστημα που έχουμε να κάνουμε είναι στενά συνδεδεμένο με χρονικά πλαίσια. Όλες οι διαδικασίες που συμβαίνουν στο διάστημα έχουν κύκλους - αρχή, σχηματισμός, μετασχηματισμός και τελικός, που συνοδεύονται από το θάνατο ενός υλικού αντικειμένου και τη μετάβαση της ύλης σε άλλη κατάσταση.

Απίστευτα γεγονότα

Έχετε αναρωτηθεί ποτέ πόσο μεγάλο είναι το σύμπαν;

8. Ωστόσο, αυτό δεν είναι τίποτα σε σύγκριση με τον Ήλιο.

Φωτογραφία της γης από το διάστημα

9. Και αυτό άποψη του πλανήτη μας από το φεγγάρι.

10. Αυτό είμαστε εμείς από την επιφάνεια του Άρη.

11. Και αυτό άποψη της Γης πίσω από τους δακτυλίους του Κρόνου.

12. Και αυτή είναι μια διάσημη φωτογραφία " Απαλό μπλε κουκκίδα», όπου η Γη φωτογραφίζεται από τον Ποσειδώνα, από απόσταση σχεδόν 6 δισεκατομμυρίων χιλιομέτρων.

13. Εδώ είναι το μέγεθος Γη εναντίον Ήλιου, που ούτε καν χωράει εντελώς στη φωτογραφία.

Το μεγαλύτερο αστέρι

14. Και αυτό Ήλιος από την επιφάνεια του Άρη.

15. Όπως είπε κάποτε ο διάσημος αστρονόμος Carl Sagan, στο διάστημα περισσότερα αστέρια από κόκκους άμμουσε όλες τις παραλίες της Γης.

16. Είναι πολλά αστέρια πολύ μεγαλύτερα από τον ήλιο μας. Κοιτάξτε μόνο πόσο μικροσκοπικός είναι ο Ήλιος.

Φωτογραφία του γαλαξία του Milky Way

18. Τίποτα όμως δεν συγκρίνεται με το μέγεθος ενός γαλαξία. Εάν μειώσετε Ο ήλιος σε μέγεθος λευκοκυττάρου(λευκά αιμοσφαίρια) και συρρικνωθεί ο Γαλαξίας του Γαλαξία χρησιμοποιώντας την ίδια κλίμακα, ο Γαλαξίας θα έχει το μέγεθος των ΗΠΑ.

19. Αυτό συμβαίνει επειδή ο Γαλαξίας είναι απλώς τεράστιος. Εκεί βρίσκεται το ηλιακό σύστημα μέσα σε αυτό.

20. Αλλά βλέπουμε μόνο πολύ ένα μικρό μέρος του γαλαξία μας.

21. Αλλά ακόμη και ο γαλαξίας μας είναι μικροσκοπικός σε σύγκριση με άλλους. Εδώ Milky Way σε σύγκριση με το IC 1011, που βρίσκεται σε απόσταση 350 εκατομμυρίων ετών φωτός από τη Γη.

22. Σκεφτείτε το, σε αυτή τη φωτογραφία που τραβήχτηκε από το τηλεσκόπιο Hubble, χιλιάδες γαλαξίες, το καθένα περιέχει εκατομμύρια αστέρια, το καθένα με τους δικούς του πλανήτες.

23. Εδώ είναι ένα από γαλαξίες UDF 423, που βρίσκονται σε απόσταση 10 δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Όταν κοιτάτε αυτή τη φωτογραφία, κοιτάτε δισεκατομμύρια χρόνια στο παρελθόν. Μερικοί από αυτούς τους γαλαξίες σχηματίστηκαν αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

24. Αλλά να θυμάστε ότι αυτή η φωτογραφία είναι πολύ, πολύ μικρό μέρος του σύμπαντος. Είναι απλώς ένα μικρό μέρος του νυχτερινού ουρανού.

25. Μπορείτε να υποθέσετε με βεβαιότητα ότι κάπου υπάρχει μαύρες τρύπες. Εδώ είναι το μέγεθος μιας μαύρης τρύπας σε σύγκριση με την τροχιά της Γης.

2.7. Τύποι θεμελιωδών αλληλεπιδράσεων στη φυσική

2.8. Προσπάθειες οικοδόμησης μιας Θεωρίας των Πάντων

κεφάλαιο 3

3.1. Μοντέλο υλικών σημείων και νόμοι της κλασικής μηχανικής

3.3. Πλανητικές κινήσεις και νόμοι του Κέπλερ

3.4. Ο νόμος της βαρύτητας

3.5. Σύνδεση των νόμων διατήρησης με τις ιδιότητες του χώρου και του χρόνου

3.6. Ταλαντώσεις και κύματα στη φύση και η περιγραφή τους. Αρμονικός ταλαντωτής

3.7. Διάδοση του ήχου στα μέσα και η αντίδραση του σώματος στα ηχητικά κύματα

3.8. Περιγραφή διεργασιών κυμάτων. Τύποι και ιδιότητες κυμάτων. Το φάσμα και η ανάλυσή του

3.9. Το φαινόμενο Doppler, η έρευνα και η σημασία του για την επιστήμη

3.10. Φαινόμενο συντονισμού. Συντονισμοί σε πλανητική κίνηση

Κεφάλαιο 4

4.1. Θερμότητα, θερμοκρασία και μηχανικό ισοδύναμο θερμότητας

4.2. Η έννοια της «εσωτερικής ενέργειας». Πρώτος νόμος της θερμοδυναμικής

4.3. Μετατροπή θερμικής ενέργειας σε μηχανικό έργο

4.4. Η έννοια της «εντροπίας». Η ουσία της διαμάχης για τον "θερμικό θάνατο του σύμπαντος"

4.5. Αρχές θερμοδυναμικής. Εντροπία και πιθανότητα. Αρχή Boltzmann

4.6. Micro και macro μεταβλητές στην περιγραφή συστημάτων. Κύρια μοντέλα

4.7. Βασικές αρχές της μοριακής κινητικής θεωρίας και εμπειρικοί νόμοι αερίων

4.8. Σύνδεση παραμέτρων αερίου με τη μικροδομή του. Κατανομή Maxwell

4.9. Κατανομή σωματιδίων αερίου στο εξωτερικό πεδίο και στις ατμόσφαιρες των πλανητών

4.10. Η έννοια της «διακύμανσης» και η ακρίβεια της μέτρησης

4.11. Οι διαδικασίες είναι αναστρέψιμες και μη αναστρέψιμες. Η αρχή της τοπικής ισορροπίας

Κεφάλαιο 5

5.2. Κυματικές ιδιότητες του φωτός. Φάσμα ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας

5.3. Το φαινόμενο της διασποράς των μέσων ενημέρωσης και η απόδειξη της υλικής ενότητας του κόσμου

5.4. Οι νόμοι της θερμικής ακτινοβολίας, η κρίση της κλασικής θεωρίας και η εμφάνιση της κβαντικής υπόθεσης

5.5. Ανακάλυψη του ηλεκτρονίου και της ραδιενέργειας. Η γέννηση ιδεών για τη σύνθετη δομή του ατόμου

5.6. Πλανητικό μοντέλο της δομής του ατόμου. Η σύγχρονη επιστήμη και τα αξιώματα του Bohr

5.7. Σωματικές ιδιότητες του φωτός. Τα φωτόνια του Αϊνστάιν και η απόδειξη της πραγματικότητάς τους

5.8. Απορρόφηση και εκπομπή κβάντων φωτός. Αυθόρμητη και διεγερμένη εκπομπή

5.9. Ιδιότητες σωματικών κυμάτων της ύλης και η σημασία της ανακάλυψής τους

Κεφάλαιο 6 της έννοιας των αλληλεπιδράσεων και των δομών στον μικρόκοσμο

6.1. Περιγραφή της κίνησης των μικροσωματιδίων. Αρχές Συμπληρωματικότητας και Αιτιότητας

6.2. Αρχές αντιστοιχίας και αβεβαιότητας. Ο ρόλος του οργάνου και η διαδικασία μέτρησης στην κβαντική μηχανική

6.3. Η δομή των χημικών στοιχείων και η κατανόηση του περιοδικού πίνακα του Mendeleev

6.4. Τα ραδιενεργά στοιχεία και οι δυνατότητες μετασχηματισμού στοιχείων

6.5. Ιδέες για τη δομή του ατομικού πυρήνα

6.6. Τα στοιχειώδη σωματίδια και το πρόβλημα της αναζήτησης "πρωταρχικών αντικειμένων"

Κεφάλαιο 7

7.1. Η ιδέα της δομής των μορίων

7.2. Ανάπτυξη ιδεών για τη σύνθεση των ουσιών. Νόμοι της στοιχειομετρίας

7.3. Ανάπτυξη δομικής χημείας

7.4. Η δομή των ουσιών σε διαφορετικές καταστάσεις συσσωμάτωσης

7.5. Η δομή και οι ιδιότητες των μετάλλων

7.6. Δομή και μοναδικές ιδιότητες του νερού

7.7. Η δομή και οι ιδιότητες του ατόμου άνθρακα, που καθόρισαν τον ρόλο του στη φύση

Κεφάλαιο 8

8.2. Αλυσιδωτές αντιδράσεις και ελεύθερες ρίζες

8.3. Χαρακτηριστικά της διάλυσης στο νερό διαφόρων ουσιών

8.4. Διεργασίες διάχυσης και όσμωσης, ο ρόλος τους στις κυτταρικές μεμβράνες

8.5. Έννοιες της μετάβασης φάσης και φάσης. Μεταβάσεις φάσεων πρώτου και δεύτερου είδους

8.6. Υπερρευστότητα και υπεραγωγιμότητα

8.7. Η εμφάνιση της αυτοοργάνωσης σε συστήματα μη ισορροπίας. Η έννοια της ανατροφοδότησης

Κεφάλαιο 9

9.2. Τα αστέρια, τα χαρακτηριστικά και η εξέλιξή τους

9.3. Μεταβλητά αστέρια και η εξέλιξή τους. Τα τελικά στάδια της εξέλιξης των άστρων και του Ήλιου

9.4. Ο Γαλαξίας, το σχήμα και η δομή του. Ηλιακό σύστημα στον γαλαξία

9.5. Ποικιλομορφία του κόσμου των γαλαξιών. Το περιεχόμενο και το νόημα του νόμου του Hubble

9.6. Σενάριο Stationary Universe και "Big Bang Cosmology"

9.7. Η γέννηση των σωματιδίων σύμφωνα με το σύγχρονο μοντέλο ανάπτυξης του Σύμπαντος

9.8. Μοντέλο πληθωριστικού σύμπαντος. Η εμφάνιση ανομοιογενειών μεγάλης κλίμακας στο Σύμπαν

Κεφάλαιο 10

10.2. Σχηματισμός μικρών σωμάτων του ηλιακού συστήματος, της σελήνης και της γης. Κινήσεις της Γης, η δομή των γεωσφαιρών και η μελέτη των διεργασιών

10.3. Η επικράτηση και οι κύκλοι των χημικών στοιχείων στη Γη

10.4. Μοντέλα εμφάνισης γεωλογικών δομών στην επιφάνεια της Γης

10.5. Γεωλογικό χρονοδιάγραμμα της εξέλιξης της Γης

10.6. Αυτοοργάνωση στο σχηματισμό πλανητών και αλληλεπίδραση γεωσφαιρών

Κεφάλαιο 11

11.2. Βασικές ιδιότητες της ζωντανής ύλης

11.3. Επίπεδα οργάνωσης της άγριας ζωής στη Γη

11.4. Μοριακό-γενετικό επίπεδο οργάνωσης της ζωντανής ύλης. Η δομή και η δομή των πρωτεϊνικών μακρομορίων

11.5. Καθιέρωση της δομής και της δομής των μορίων DNA και RNA

11.6. Μοριακοί μηχανισμοί γενετικής αναπαραγωγής, πρωτεϊνοσύνθεσης και διαφοροποίησης

11.7. Μοριακός μηχανισμός μεταβολικών και ενεργειακών διεργασιών

11.8. Μοριακές βάσεις για την αναπαραγωγή γενετικών πληροφοριών και την επικοινωνία μεταξύ των κυττάρων

Κεφάλαιο 12

12.2. Η δομή και οι λειτουργίες των κύριων οργανιδίων του κυττάρου

12.3. Λειτουργίες των κυτταρικών μεμβρανών. Το έργο της "αντλίας ιόντων"

12.4. Οι διαδικασίες της φωτοσύνθεσης και της κυτταρικής αναπνοής

12.6. Η έννοια του νεοδαρβινισμού και η συνθετική θεωρία της εξέλιξης

12.7. Έννοιες της μικρο- και της μακροεξέλιξης. Η φυσική επιλογή είναι ο καθοδηγητικός παράγοντας της εξέλιξης

12.8. Οι κύριες υποθέσεις για την προέλευση των ζωντανών

12.9. Η έννοια της προέλευσης των ζωντανών σύμφωνα με την υπόθεση Oparin-Haldane

12.10. Σύγχρονη αξιολόγηση της έννοιας της βιοχημικής εξέλιξης στη βιολογία

Κεφάλαιο 13

13.2. Τάξη και χάος στα μεγάλα συστήματα. Η έννοια του φράκταλ

13.3. Η φύση του κατωφλίου της αυτοοργάνωσης και η έννοια της θεωρίας της καταστροφής

13.4. Μαθηματικοί νόμοι της εξέλιξης. Η έννοια της διχοτόμησης

13.5. Synergetics - μια νέα επιστημονική μέθοδος

13.6. εξελικτική χημεία. Η εμφάνιση της τάξης στις χημικές αντιδράσεις

13.7. Εμφάνιση αυτοοργάνωσης στη μορφογένεση

13.8. Μοντελοποίηση σχέσεων μεταξύ τροφικών επιπέδων σε βιοκαινώσεις

13.9. Στοιχεία της θεωρίας της αυτοοργανωμένης κρισιμότητας

Κεφάλαιο 14

14.2. Κατανομή της ηλιακής ενέργειας στη Γη. Βιοτικός κύκλος

14.3. Σχέσεις μεταξύ οργανισμών σε ένα οικοσύστημα

14.4. Αυτοοργάνωση στη διαμόρφωση του κλίματος

14.5. Έννοιες της εξέλιξης της χλωρίδας και της πανίδας

14.6. Ο άνθρωπος είναι ένα ποιοτικά νέο στάδιο στην ανάπτυξη της βιόσφαιρας

14.7. Έννοιες της συνεξέλιξης και της νοόσφαιρας

14.8. Φυσικοεπιστημονική εικόνα του κόσμου και κοινωνική σκέψη

συμπέρασμα

Βιβλιογραφία

Κεφάλαιο 4. Έννοιες της κλασικής θερμοδυναμικής

Κεφάλαιο 5

Κεφάλαιο 6. Έννοιες αλληλεπιδράσεων και δομών στον μικρόκοσμο208

Κεφάλαιο 7

Κεφάλαιο 8

Κεφάλαιο 9

Κεφάλαιο 10

Κεφάλαιο 11

Κεφάλαιο 12. Οντογενετικό επίπεδο οργάνωσης ζωής.

Κεφάλαιο 13

Κεφάλαιο 14

Ντουμπνίσσεβα Τατιάνα Γιακόβλεβνα

Φροντιστήριο

2.2. Κλίμακες αποστάσεων στο Σύμπαν. Μέθοδοι εκτίμησης μεγεθών και αποστάσεων

Το άπειρο και η απεραντοσύνη του Σύμπαντος προκαλούν ένα αίσθημα θαυμασμού και δέους.

Έτσι, ο Γερμανός φυσικός, ο εφευρέτης της αντλίας αέρα, που έδειξε την ύπαρξη πίεσης αέρα (πείραμα με τα «ημισφαίρια του Μαγδεμβούργου») και μελέτησε πολλές από τις ιδιότητές της, ο O. von Guericke δημιούργησε πειράματα για να αποδείξει ότι το Σύμπαν είναι άδειο , πανταχού παρόν και άπειρο. Αυτό έρχεται σε αντίθεση με την επιστήμη των αρχών του 17ου αιώνα. Έγραψε ότι σε μια προσπάθεια να γνωρίσει τη δομή του κόσμου, πρώτα από όλα συγκλονίστηκε από την αφάνταστη έκταση

Σύμπαν. Ήταν αυτή που του ξύπνησε μια στοιχειωμένη επιθυμία να εξακριβώσει τι είναι αυτό που απλώνεται ανάμεσα στα ουράνια σώματα: «Τι είναι στην ουσία; Περιέχει όμως τα πάντα και δίνει χώρο ύπαρξης και ύπαρξης. Ίσως πρόκειται για κάποιο είδος πύρινης ουράνιας ύλης, στερεή (όπως ισχυρίστηκαν οι Αριστοτέλειοι), υγρή (όπως νομίζουν ο Κοπέρνικος και ο Τύχο Μπράχε), ή κάποιο είδος διαφανούς πέμπτης ουσίας; Ή ο χώρος είναι ελεύθερος από κάθε ύλη, δηλ. υπάρχει ένα διαρκώς αρνούμενο κενό.

Οι αποστάσεις στον κόσμο των άστρων μετρώνται σε έτη φωτός (1 έτος φωτός ≈ ≈ 9,5 10 12 km) ή σε παρσέκ (1 pc = 3,26 έτη φωτός = 206 265 AU = 3,1 10 16 m). Απόσταση από τη Γη στον Ήλιο σε 1 AU (αστρονομική μονάδα) ≈ 150 εκατομμύρια km, το φως του ξεπερνά σε 8,5 λεπτά. Το φεγγάρι βρίσκεται σε απόσταση περίπου 1 St. s, ή 384 χιλιάδες km, ή 60 ακτίνες της Γης. Η διάμετρος του ηλιακού συστήματος είναι αρκετές ώρες φωτός και το πλησιέστερο αστέρι (Εγγύς του αστερισμού του Κενταύρου) βρίσκεται σε απόσταση περίπου 4 ωρών φωτός. χρόνια.

Στην αρχαιότητα, διαφορετικοί λαοί είχαν διαφορετικές ιδέες για τη Γη και το σχήμα της. Έτσι, οι Ινδουιστές φαντάζονταν τη Γη σαν ένα αεροπλάνο που βρίσκεται στις πλάτες των ελεφάντων. οι κάτοικοι της Βαβυλώνας - με τη μορφή ενός βουνού, στη δυτική πλαγιά του οποίου είναι η Βαβυλωνία. Εβραίοι - με τη μορφή μιας πεδιάδας, κ.λπ. Αλλά σε κάθε περίπτωση, πίστευαν ότι σε κάποιο σημείο ο ουράνιος τρούλος συνδέεται με το στερέωμα της γης. Η επιστήμη της Γης, η γεωγραφία, οφείλει την εμφάνιση και την ανάπτυξή της στους αρχαίους Έλληνες, που αντιπροσώπευαν τον κόσμο με τη μορφή στρογγυλής τούρτας με την Ελλάδα στο κέντρο. Ο Εκάτης της Μιλήτου υπολόγισε ακόμη και τη διάμετρό του - 8000 km. Για τους μακρινούς μας προγόνους, ο προσανατολισμός στο διάστημα είχε μεγάλη σημασία. Η παραγγελία παρείχε ασφάλεια.

Στη Μεσοποταμία και την Αίγυπτο, οι παρατηρήσεις του ουρανού ήταν προνόμιο των ιερέων και συνδέονταν με την αστρολογία. Οι άνθρωποι παρατήρησαν ότι οι πλανήτες κινούνται με φόντο τα αστέρια (από την ελληνική. πλανήτες - περιπλάνηση). Άρχισαν να φτιάχνουν μοντέλα του παγκόσμιου χώρου που περιβάλλει ένα άτομο, μοντέλα του κόσμου. Ο άνθρωπος και, κατά συνέπεια, η Γη μας τοποθετήθηκαν στο κέντρο του Κόσμου. Μια τέτοια διακεκριμένη θέση ενός ατόμου αντιστοιχούσε στις ιδέες του παρατηρητή. Ο Αριστοτέλης έδωσε μια φυσική-φιλοσοφική αιτιολόγηση για ένα τέτοιο σύστημα: αντιπροσώπευε το σύμπαν ως ένα μεγάλο αριθμό αλληλένδετων υλικών σφαιρών, καθεμία από τις οποίες υπακούει στους δικούς της νόμους. Δεν μπορούσε να εξηγήσει τη φαινομενική κίνηση των ουράνιων σωμάτων από την ανατολή προς τη δύση και περιορίστηκε στη δήλωση: «Η φύση εφαρμόζει πάντα τις καλύτερες πιθανότητες». Ένας άλλος μαθητής του Πλάτωνα, ο Εύδοξος, προσπάθησε να βρει την κινηματική των πλανητών με βάση την υπόθεση της κίνησης κατά μήκος μιας ιδανικής καμπύλης - ενός κύκλου. Για να γίνει αυτό, έπρεπε να επιλέξει τις ταχύτητες και τις κατευθύνσεις κίνησης τριών (και στη συνέχεια επτά) σφαιρών για να περιγράψει τη φαινομενική κίνηση του Ήλιου και της Σελήνης και 26 σφαιρών για τους πλανήτες. Ο Αριστοτέλης χρησιμοποίησε ήδη 56 σφαίρες και ο μαθηματικός Απολλώνιος πρότεινε τη θεωρία των επικύκλων: ο πλανήτης κινείται σε μια κυκλική τροχιά, το κέντρο της οποίας περιγράφει έναν κύκλο γύρω από τη Γη. Αυτό το σύστημα αναπτύχθηκε από τον διάσημο αστρονόμο Ίππαρχο, ο οποίος συνέταξε τον πρώτο κατάλογο με 850 αστέρια, αναγνώρισε τους αστερισμούς και ανακάλυψε τη μετάπτωση του άξονα της γης. Θεωρείται ένας από τους ιδρυτές της αστρονομίας. Στον Αριστοτέλη δεν είναι όλα

Οι ουράνιες κινήσεις έγιναν κατά μήκος ιδανικών τροχιών, ενώ στη Γη οι νόμοι της κίνησης είναι διαφορετικοί. Οι απόψεις του Αριστοτέλη αγιοποιήθηκαν από την εκκλησία και διατηρήθηκαν για σχεδόν 20 αιώνες.

Γεωκεντρικό σύστημα του Κόσμου(του ηλιακού συστήματος) συνδέεται με τον Αλεξανδρινό αστρονόμο Πτολεμαίο, ο οποίος συνόψισε τις ιδέες που υπήρχαν πριν από αυτόν. Σύμφωνα με το μοντέλο του Πτολεμαίου, που εκτίθεται στο έργο του «Almagest» («Μεγάλη Κατασκευή»), η Σελήνη, ο Ερμής, η Αφροδίτη, ο Ήλιος, ο Άρης, ο Δίας, ο Κρόνος και ο ουρανός των σταθερών αστεριών κινούνται γύρω από τη σφαιρική και ακίνητη Γη. Η σφαίρα των σταθερών άστρων περιβάλλεται από την κατοικία του ευλογημένου, όπου τοποθετείται ο «πρώτος κινούμενος». Τα κέντρα των κινούμενων φωτιστικών κινούνται σε κύκλους έκκεντρους ως προς τη Γη. Για τους πλανήτες έπρεπε να εισαχθεί ένα σύστημα κύκλων - επίκυκλοι. Το σύστημα ήταν δυσκίνητο και γινόταν ακόμη πιο περίπλοκο καθώς το υλικό συσσωρευόταν, αλλά βοήθησε στην πρώτη προσέγγιση να κατανοηθούν τα αστρονομικά φαινόμενα. Για πολλούς αιώνες, το γεωκεντρικό σύστημα θεωρούνταν το μόνο αληθινό - ήταν συνεπές με τη βιβλική περιγραφή της δημιουργίας του κόσμου. Μόνο κατά την Αναγέννηση ξεκίνησε μια διαφορετική ανάπτυξη της σκέψης.

ηλιοκεντρικό σύστημα(από τα ελληνικά. Ήλιος - ο ήλιος) συνδέεται με το όνομα του Πολωνού επιστήμονα N. Copernicus. Αναβίωσε την υπόθεση του Πυθαγόρειου Αρίσταρχου της Σάμου για τη δομή του Κόσμου: η Γη έδωσε τη θέση της στο κέντρο του Ήλιου και αποδείχθηκε ότι ήταν η τρίτη στη σειρά μεταξύ των πλανητών που περιστρέφονταν σε κυκλικές τροχιές. Ο Κοπέρνικος, μέσω πολύπλοκων μαθηματικών υπολογισμών, εξήγησε τις περίεργες ορατές κινήσεις, διαφορετικές για τους εξωτερικούς (Άρης, Δίας, Κρόνος) και εσωτερικούς (Ερμής, Αφροδίτη) πλανήτες, από τις κινήσεις τους γύρω από τον Ήλιο. Στο βιβλίο του On the Revolutions of the Celestial Spheres (1543), υποστήριξε ότι οι πλανήτες είναι δορυφόροι του Ήλιου. Όταν η Γη, κινούμενη γύρω από τον Ήλιο, προσπεράσει έναν άλλο πλανήτη ή υστερεί από αυτόν, μας φαίνεται ότι οι πλανήτες κινούνται πέρα ​​δώθε. Οι διδασκαλίες του Κοπέρνικου κατάφεραν ένα πλήγμα Μετις επικρατούσες ιδέες για τη δομή του Κόσμου και είχε επαναστατική σημασία για τη μετέπειτα ανάπτυξη της επιστήμης στο σύνολό της. Κατέστρεψε τη διαφορά στους νόμους της κίνησης στον ουρανό και στη γη και καθιέρωσε την ιδέα της ενότητας του κόσμου. Όπως το έθεσε ο Α. Αϊνστάιν, ο Κοπέρνικος «κάλεσε τον άνθρωπο στη σεμνότητα». 73 χρόνια μετά το θάνατο του Κοπέρνικου και την έκδοση του βιβλίου, η εκκλησία το απαγόρευσε και μόλις το 1828 αυτή η απαγόρευση άρθηκε. Αλλά ο Κοπέρνικος εξακολουθούσε να υποθέτει την ύπαρξη του κέντρου του Σύμπαντος, στο οποίο τοποθέτησε τον Ήλιο, και αυτό το μειονέκτημα της θεωρίας είχε ήδη διορθωθεί από άλλους. Έτσι, ένας από τους πρώτους που υπερασπίστηκε τις διδασκαλίες του Κοπέρνικου (το κεντρικό μέρος είναι ο Ήλιος, όχι η Γη) ήταν ο J. Bruno, ο οποίος θεωρούσε το Σύμπαν άπειρο με πολλούς ήλιους και πλανήτες.

Η περιστροφή της Γης γύρω από τον Ήλιο αποδεικνύεται από την παρουσία της ετήσιας παράλλαξης των άστρων και η περιστροφή της γύρω από τον άξονά της αποδεικνύεται με τη διατήρηση της φοράς ταλάντωσης του εκκρεμούς Φουκώ.

Τα μεγέθη των πλανητών καθορίζονται με προσεκτική παρατήρηση των κινήσεών τους. Έτσι, ο Ερμής - ο πλανήτης που βρίσκεται πλησιέστερα στον Ήλιο - είναι πάντα κοντά του, όταν τον δούμε από τη Γη, η απόκλιση (μέγιστη επιμήκυνση) μπορεί να είναι έως και 23 °, ενώ για την Αφροδίτη (ο δεύτερος πλανήτης από τον Ήλιο) - 43 - 48°. Η ακτίνα της τροχιάς του Ερμή είναι περίπου 0,38 ΕΝΑη ακτίνα της τροχιάς της γης, όπου α = 1 α. ε., και η Αφροδίτη - 0,7 a. μι.

Ο Ερατοσθένης υπολόγισε το μέγεθος της Γης με εκπληκτική ακρίβεια ήδη από τον 2ο αιώνα π.Χ. προ ΧΡΙΣΤΟΥ ε., μετρώντας τη γωνιακή απόκλιση του Ήλιου από το ζενίθ στην Αλεξάνδρεια σε 7 ° 30 ", ενώ στη Syene (σημερινό Aswan) ήταν στο ζενίθ. Την ίδια στιγμή, 7 ° 30" ανήλθαν σε ένα τέτοιο κλάσμα 360 °, που είναι η απόσταση των 800 km μεταξύ των πόλεων της συνολικής περιφέρειας της γης. Έτσι πήρε αυτό το μήκος - 40.000 km, τώρα 40.075.696 km (Εικ. 2.1). Αφού είναι ίσο 2 π R , προσδιόρισε την ακτίνα της Γης στα 6400 km (στη γεωδαισία αυτή η μέθοδος ονομάζεται μέθοδος περιγωνίωσης).

Έχοντας αναλογίες, μπορείτε επίσης να δημιουργήσετε ένα κατά προσέγγιση διάγραμμα του ηλιακού συστήματος. Για να λάβετε τις απόλυτες τιμές των αποστάσεων σε αυτό, πρέπει να γνωρίζετε την ακτίνα της τροχιάς τουλάχιστον ενός πλανήτη. Μπορεί να προσδιοριστεί χρησιμοποιώντας ραντάρ. Τώρα όλες οι αποστάσεις καθορίζονται με μεγάλη ακρίβεια και με διαφορετικές μεθόδους. Στη μέθοδο ραντάρ, ένας ισχυρός βραχυπρόθεσμος ηλεκτρομαγνητικός παλμός αποστέλλεται στο υπό μελέτη αντικείμενο και στη συνέχεια λαμβάνεται το ανακλώμενο σήμα. Ταχύτητα διάδοσης ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων στο κενό γ = 299 792 458 m/s. Εάν μετρήσετε με ακρίβεια τον χρόνο που χρειάστηκε το σήμα για να φτάσει στο αντικείμενο και να επιστρέψει, τότε είναι εύκολο να υπολογίσετε την απαιτούμενη απόσταση. Οι παρατηρήσεις με ραντάρ καθιστούν δυνατό τον προσδιορισμό με μεγάλη ακρίβεια των αποστάσεων από τα ουράνια σώματα του ηλιακού συστήματος.

Θέματα. Με αυτή τη μέθοδο, οι αποστάσεις από τη Σελήνη, την Αφροδίτη, τον Ερμή, τον Άρη και τον Δία έχουν εξευγενιστεί.

Παράλλαξη- η γωνιακή μετατόπιση του αντικειμένου, που μπορεί να χαρακτηρίσει την απόσταση από αυτό. Από την πρακτική εμπειρία είναι γνωστό ότι ο ρυθμός αλλαγής κατεύθυνσης σε ένα αντικείμενο κατά τη διάρκεια της κίνησης του παρατηρητή είναι όσο μικρότερος, τόσο πιο μακριά είναι το αντικείμενο από τον παρατηρητή. Η μέθοδος της γεωμετρικής παράλλαξης (τριγωνισμός) σας επιτρέπει να μετρήσετε την απόσταση στον μακρόκοσμο χρησιμοποιώντας τα θεωρήματα της Ευκλείδειας γεωμετρίας (Εικ. 2.2, ΕΝΑ).Το φαινόμενο της γεωμετρικής παράλλαξης είναι η βάση της στερεοσκοπικής όρασης σε ανθρώπους και ζώα. Η μέθοδος της παράλλαξης καθορίζει την απόσταση από τους πλησιέστερους πλανήτες (Εικ. 2.2, σι).Μπορείτε επίσης να εντοπίσετε μια μετατόπιση όταν ο παρατηρητής κινείται λόγω της καθημερινής κίνησης της Γης, σαν να μετακινήθηκε από το κέντρο της Γης στο σημείο του ισημερινού, από το οποίο ο πλανήτης φαίνεται να βρίσκεται στον ορίζοντα. Η γωνία στην οποία τα φωτιστικά σώματα βλέπουν την ισημερινή ακτίνα της Γης, κάθετη στη γραμμή όρασης, ονομάζεται ημερήσια παράλλαξη.Η μέση ημερήσια παράλλαξη του Ήλιου είναι 8.794", η Σελήνη - 57.04".

Η μέθοδος της γεωμετρικής παράλλαξης είναι επίσης κατάλληλη για τον προσδιορισμό των αποστάσεων από τα πλησιέστερα αστέρια, εάν ως βάση χρησιμοποιείται η διάμετρος της τροχιάς της Γης και όχι η ακτίνα της Γης. Σας επιτρέπει να υπολογίσετε την απόσταση έως και 100 sv. έτη (Εικ. 2.2, V). Ετήσιοπαράλλαξητα αστέρια είναι η γωνία (Προς την),με την οποία η κατεύθυνση προς το αστέρι θα αλλάξει εάν ο παρατηρητής κινηθεί από το κέντρο του ηλιακού συστήματος προς την τροχιά της γης σε κατεύθυνση κάθετη προς την κατεύθυνση προς το αστέρι. Με άλλα λόγια, αυτή είναι η γωνία στην οποία ο κύριος ημιάξονας της τροχιάς της γης είναι ορατός από το αστέρι, που βρίσκεται κάθετα στη γραμμή όρασης (Εικ. 2.2, ΣΟΛ). ΜΕΗ ετήσια παράλλαξη σχετίζεται επίσης με την κύρια μονάδα μέτρησης των αποστάσεων μεταξύ των αστεριών - parsec(από παράλλαξη και δεύτερο): 1 pc \u003d \u003d 206 265 a. ε. = 3.263 Στ. χρόνια \u003d 3.086 10 16 μ. Έτσι, το πιο κοντινό μας αστέρι, ο Proxima Centauri, στο i = Το 0,762 "βρίσκεται σε απόσταση 1,31 pc, το Άλφα του ίδιου αστερισμού του Κενταύρου στο i \u003d 0,751" "βρίσκεται σε απόσταση 1,33 pc και το διάσημο αστέρι Σείριος (Alpha Canis Major) είναι 0,375" και 2,66 pc, αντίστοιχα.

Αν και η διάμετρος της τροχιάς της γης είναι 3-10 11 m, λόγω της τεράστιας απόστασης από τα αστέρια, είναι αρκετά δύσκολο να μετρηθούν οι γωνίες. Ο ουρανός φωτογραφίζεται με ένα τηλεσκόπιο κάθε έξι μήνες. Κατά την επικάλυψη φωτογραφιών, οι εικόνες των περισσότερων αστεριών θα συμπίπτουν μεταξύ τους, αλλά για τα πλησιέστερα αστέρια θα μετατοπιστούν. Η αναλογία αυτής της μικρής μετατόπισης προς την εστιακή απόσταση του τηλεσκοπίου θα δώσει την ίδια γωνία με την αναλογία της βάσης προς την απόσταση από το αστέρι. Η μετατόπιση εικόνας για το πλησιέστερο αστέρι είναι περίπου 1 "για εστιακή απόσταση 10 m και θα είναι 50 10 -6 m σε μια φωτογραφική πλάκα ή 50 μικρά, τα οποία μπορούν να μετρηθούν μόνο με μικροσκόπιο. Το αστέρι που βρίσκεται πιο κοντά στον Ήλιο στον αστερισμό ο Κένταυρος βρίσκεται σε απόσταση 4,3 sv. έτος, 272.000 φορές πιο μακριά από τη Γη από τον Ήλιο.

Ρύζι. 2.2. Μέθοδος τριγωνισμού:

ΕΝΑ- προσδιορισμός αποστάσεων από το πλοίο (κατόπιν πρότασης του Thales). σι- προσδιορισμός της απόστασης από τον Άρη (σε μονάδες της ακτίνας της Γης). V- προσδιορισμός αποστάσεων από κοντινά αστέρια (ετήσια παράλλαξη). σολ- προσδιορισμός αποστάσεων από μακρινά αστέρια (ετήσια παράλλαξη). (1 AU = = 1,5 10 11 m)

Όταν δεν υπήρχαν όργανα για τον ακριβή προσδιορισμό των γωνιών, χρησιμοποιήθηκε αυτή η μέθοδος. Εάν, από δύο εξίσου φωτεινά σώματα, το ένα βρίσκεται σε απόσταση i φορές μεγαλύτερη από το άλλο, τότε το κοντινό σώμα φαίνεται να βρίσκεται σε Π 2 φορές πιο φωτεινό. Για παράδειγμα, ο Ήλιος είναι 10 φορές φωτεινότερος στο τετράγωνο από τον Σείριο, επομένως ο Σείριος είναι ένα εκατομμύριο φορές πιο μακριά από τη Γη από τον Ήλιο. Η φωτεινότητα άλλων αστεριών μπορεί να συγκριθεί με τον ίδιο κανόνα με τη φωτεινότητα του Σείριου κ.ο.κ. Ο Σείριος είναι περίπου 10 St. χρόνια.

Από την κατανομή των αστεριών Μεο ουρανός ακολουθεί ότι σχηματίζουν έναν κυκλικό δίσκο 10 5 sv. χρόνια, αφού η φωτεινότητα των πιο αδύναμων άστρων είναι περίπου 10 8 φορές μικρότερη από τη φωτεινότητα του Σείριου. Το πάχος αυτού του δίσκου είναι περίπου 10 4 St. χρόνια. Η μέση απόσταση μεταξύ των αστεριών στον Γαλαξία είναι περίπου 10 sv. χρόνια, εξ ου και ο μέσος αριθμός αστεριών - 50 δισεκατομμύρια Όταν κοιτάμε προς την κατεύθυνση του κέντρου του Γαλαξία, βλέπουμε ένα τεράστιο σμήνος αστεριών - τον Γαλαξία. Ο Ήλιος βρίσκεται σε απόσταση περίπου 2/3 από το κέντρο μέχρι την άκρη του Γαλαξία σε έναν από τους βραχίονες του. Από τα αχνά αστέρια του Γαλαξία, το φως ταξιδεύει στη Γη για δεκάδες χιλιάδες χρόνια - είναι τόσο μακριά από εμάς. Τα περισσότερα από τα αστέρια στον Γαλαξία μας είναι αόρατα με γυμνό μάτι, αν και πολλά από αυτά είναι λευκά και γαλαζόλευκα γιγάντια αστέρια που ακτινοβολούν ενέργειες δεκάδες χιλιάδες φορές μεγαλύτερες από τον Ήλιο, έναν τυπικό κίτρινο νάνο με θερμοκρασία επιφάνειας 6000 K Σε έναν γήινο παρατηρητή, οι σπειροειδείς βραχίονες της ισημερινής ζώνης του Γαλαξία προβάλλονται με τη μορφή μιας φωτεινής ζώνης του Γαλαξία, που αποτελεί τη βάση του Γαλαξία (από τα ελληνικά. γαλακτικός - γαλακτώδες, γαλακτώδες).

Άλλοι γαλαξίες είναι ορατοί στα τηλεσκόπια ως μικρά θολά σημεία και ονομάζονται νεφελώματα. Πώς να καθορίσετε την απόσταση από αυτά; Η συνολική φωτεινότητα του νεφελώματος της Ανδρομέδας είναι περίπου ίδια με αυτή ενός αστεριού που βρίσκεται σε απόσταση 10 ly. χρόνια. Με τη βοήθεια ισχυρών τηλεσκοπίων, διαπιστώθηκε ότι σε άλλους γαλαξίες υπάρχουν περίπου ο ίδιος αριθμός αστέρων όπως στον Γαλαξία. Αυτό σημαίνει ότι αυτό το νεφέλωμα είναι 50 δισεκατομμύρια φορές πιο φωτεινό από ένα μεμονωμένο αστέρι στον Γαλαξία και η απόσταση από αυτό θα πρέπει να είναι πολύ μεγαλύτερη από ό,τι σε μεμονωμένα αστέρια, δηλ. το γινόμενο αυτού του αριθμού κατά 10 St. χρόνια, ή περίπου 2 εκατομμύρια St. χρόνια. Αυτή η πρόχειρη εκτίμηση αντιστοιχεί περίπου σε αυτό που δίνουν άλλες μέθοδοι. Η απόσταση από τον Γαλαξία έως το Νεφέλωμα της Ανδρομέδας είναι 20 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Γαλαξία, δηλαδή το φως που προέρχεται από αυτόν και το οποίο βλέπουμε τώρα να έφυγε από αυτόν τον Γαλαξία όταν δεν υπήρχαν ακόμα άνθρωποι στη Γη, αλλά η ζωή είχε ήδη προκύψει.

Οι αποστάσεις από τους πλησιέστερους γαλαξίες προσδιορίζονται με τη μέτρηση της σχετικής φωτεινότητας με βάση το νόμο της μείωσης της έντασης μιας σημειακής πηγής σε αναλογία με το τετράγωνο της απόστασης. Για μεγάλες αποστάσεις, δεν μπορεί πλέον να βρεθεί κατάλληλη βάση, και επομένως χρησιμοποιούνται οι ιδιότητες του φωτός και η εξάρτηση της συχνότητας του φωτός από την ταχύτητα του αντικειμένου που ακτινοβολεί (φαινόμενο Doppler). Αυτοί οι μακρινοί γαλαξίες είναι νησιωτικά σύμπαντα, που το καθένα περιέχει δισεκατομμύρια αστέρια.

Δεδομένου ότι η συντριπτική πλειονότητα των αστεριών που γνωρίζουμε είναι πολύ μακριά για να υπολογίσει η μέθοδος της παράλλαξης την απόσταση από αυτά, έπρεπε να εφευρεθούν άλλες μέθοδοι. Ένα από αυτά βασίζεται στη μελέτη Κηφείδης,ένας κοινός και πολύ σημαντικός τύπος φυσικώς μεταβλητών αστεριών. Οι Κηφείδες είναι μη ακίνητα παλλόμενα αστέρια που περιοδικά διαστέλλονται και συστέλλονται, αλλάζοντας τη φωτεινότητά τους. Μεταξύ της περιόδου των παλμών των Κηφείδων και της φωτεινότητάς τους υπάρχει μια σχέση που ονομάζεται «περίοδος-φωτεινότητα». Με αυτό μπορείς

προσδιορίστε τη φωτεινότητα και υπολογίστε την απόσταση από τον Κηφείδη, εάν η φαινομενική φωτεινότητα και η περίοδος μεταβολής της φωτεινότητας του Κηφείδη είναι γνωστά από την παρατήρηση. Οι Κηφείδες είναι ορατοί από μεγάλες αποστάσεις και ανιχνεύοντάς τους σε μακρινά αστρικά συστήματα, είναι δυνατό να προσδιοριστεί η απόσταση από αυτά τα συστήματα.

Στη δεκαετία του 20. 20ος αιώνας Ο Αμερικανός αστρονόμος E. Hubble, χρησιμοποιώντας φωτογραφίες του νεφελώματος της Ανδρομέδας, που ελήφθησαν με το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο εκείνης της εποχής, μέτρησε τα χαρακτηριστικά μεμονωμένων αστέρων και έδωσε αρκετές ανεξάρτητες εκτιμήσεις για την απόσταση από αυτό. Έτσι απέδειξε ότι το νεφέλωμα της Ανδρομέδας βρίσκεται έξω από τον Γαλαξία. Στη συνέχεια, το Hubble εξερεύνησε το Σύμπαν σε μια τεράστια απόσταση - 500 εκατομμύρια sv. χρόνια. Αν και δεν αποδείχτηκε ότι όλα τα νεφελώματα που ανακαλύφθηκαν ήταν γαλαξίες, ο επιστήμονας εντόπισε έως και 100 εκατομμύρια άλλους γαλαξίες σε αυτήν την περιοχή. Επί του παρόντος, έχουν ανακαλυφθεί γαλαξίες διαφόρων τύπων στο Σύμπαν και ο αριθμός τους είναι περίπου 10 δισεκατομμύρια.

Στην επιστήμη γίνονται ποσοτικές συγκρίσεις και επομένως οι μετρήσεις είναι σημαντικές. Μέτρηση- αυτός είναι ο ορισμός μιας άγνωστης ποσότητας από μια γνωστή καθιερωμένη μονάδα μέτρησης. Η ομοιογένεια και η ισοτροπία του χώρου καθορίζουν την ικανότητα μέτρησης αποστάσεων χρησιμοποιώντας ένα ενιαίο πρότυπο μήκους. Απόστασημεταξύ δύο σημείων ονομάζεται το μήκος του τμήματος που συνδέει αυτά τα σημεία. Οι μετρήσεις με ένα πρότυπο απαιτούν άμεση επαφή με τα σημεία μεταξύ των οποίων μετράται η απόσταση. Με εξαίρεση τις απλούστερες περιπτώσεις μετρήσεων (χρησιμοποιώντας χάρακα ή μεζούρα), αυτή η μέθοδος βασίζεται στην κινηματική - ένα τμήμα της μηχανικής που δίνει μια μαθηματική περιγραφή όλων των ειδών μηχανικής κίνησης, ανεξάρτητα από τους λόγους που διασφαλίζουν την εφαρμογή κάθε συγκεκριμένο είδος κίνησης.

Για τη μέτρηση του μήκους στη φυσική χρησιμοποιούν το μετρικό σύστημα, το οποίο έχει αναπτυχθεί ιστορικά και σχετίζεται με την περίοδο της Γαλλικής Επανάστασης. Αρχικά μετρητήςορίστηκε ως το ένα δέκατο εκατομμυριοστό της απόστασης από τον Ισημερινό έως τον Βόρειο Πόλο κατά μήκος του μεσημβρινού που διέρχεται από το Παρίσι. Το 1889, ο μετρητής ορίστηκε επίσημα ως η απόσταση μεταξύ δύο παράλληλων σημαδιών που έγιναν σε μια ράβδο πλατίνας-ιριδίου. Αποθηκεύεται υπό αυστηρά καθορισμένες συνθήκες στο Διεθνές Γραφείο Βαρών και Μέτρων στις Σεβρές, ένα προάστιο του Παρισιού. Είναι δυνατή η σύγκριση μήκους σώματος με μετρητή αναφοράς με σφάλμα έως 2 10 -7 χρησιμοποιώντας μικροσκόπιο ακριβείας. Αυτή η ακρίβεια καθορίζεται από το πάχος των σημαδιών. Το 1961, το μήκος κύματος στο κενό του πορτοκαλί φωτός που εκπέμπεται από το ισότοπο Kr-86 υιοθετήθηκε ως πρότυπο μήκους κύματος. Ακριβώς 1 m είναι 1.650.763,73 μήκη κύματος του Kr-86. Το 1983, στην XVII Διάσκεψη της Γένοβας για τα Βάρη και τα Μέτρα, υιοθετήθηκε ένας νέος ορισμός του μετρητή: «Ένα μέτρο είναι το μήκος της διαδρομής που διανύει το φως στο κενό σε 1/299792458 του δευτερολέπτου».

Στον μικρόκοσμο, οι αποστάσεις μετρώνται χρησιμοποιώντας τα φαινόμενα περίθλασης δέσμης φωτονίων ή άλλων στοιχειωδών σωματιδίων σε κρυσταλλικά πλέγματα. Ως πρότυπο σε αυτό

Σε αυτή την περίπτωση, εμφανίζεται το μήκος κύματος, το οποίο, σύμφωνα με τις αρχές της δυαδικότητας κύματος-σωματιδίου, περιγράφει τη συμπεριφορά των σωματιδίων σε μια δέσμη. Στον μικρόκοσμο, χρησιμοποιούνται μονάδες μήκους 1 μm = = 10 -6 m. 1 nm \u003d 10 -9 μ. Το μήκος κύματος του κόκκινου είναι 720 nm και του βιολετί είναι 430 nm. Το μέγεθος ενός σωματιδίου σκόνης είναι 10 -4 m, η διάμετρος ενός μορίου DNA είναι 2 10 -9 m, ενός ατόμου υδρογόνου είναι 3 10 -11 m.

Αν οι επαγγελματίες αστρονόμοι φαντάζονταν συνεχώς και απτά το τερατώδες μέγεθος των κοσμικών αποστάσεων και των χρονικών διαστημάτων της εξέλιξης των ουράνιων σωμάτων, δύσκολα θα μπορούσαν να αναπτύξουν με επιτυχία την επιστήμη στην οποία αφιέρωσαν τη ζωή τους. Οι χωροχρονικές κλίμακες που είναι γνωστές σε εμάς από την παιδική ηλικία είναι τόσο ασήμαντες σε σύγκριση με τις κοσμικές κλίμακες που όταν πρόκειται για τη συνείδηση, σου κόβει κυριολεκτικά την ανάσα. Αντιμετωπίζοντας κάποιο πρόβλημα του διαστήματος, ένας αστρονόμος είτε λύνει ένα συγκεκριμένο μαθηματικό πρόβλημα (αυτό γίνεται πιο συχνά από ειδικούς στην ουράνια μηχανική και θεωρητικούς αστροφυσικούς), είτε βελτιώνει όργανα και μεθόδους παρατήρησης, είτε ενσωματώνει στη φαντασία του, συνειδητά ή ασυνείδητα, κάποια μικρού μοντέλου διερευνημένου διαστημικού συστήματος. Σε αυτήν την περίπτωση, μια σωστή κατανόηση των σχετικών διαστάσεων του υπό μελέτη συστήματος (για παράδειγμα, ο λόγος των διαστάσεων των λεπτομερειών ενός δεδομένου διαστημικού συστήματος, ο λόγος των διαστάσεων αυτού του συστήματος και άλλα παρόμοια ή διαφορετικά, κ.λπ. .) και χρονικά διαστήματα (για παράδειγμα, ο λόγος της ταχύτητας ροής μιας δεδομένης διεργασίας προς τον ρυθμό κάποιας άλλης).

Ένας από τους συγγραφείς αυτού του άρθρου έχει κάνει αρκετή δουλειά, για παράδειγμα, σχετικά με την ηλιακή κορώνα και τον Γαλαξία. Και του φαινόταν πάντα ακανόνιστου σχήματος σαν σφαιροειδή σώματα περίπου ίδιου μεγέθους - κάτι περίπου 10 εκατοστά... Γιατί 10 εκατοστά; Αυτή η εικόνα προέκυψε υποσυνείδητα, απλώς επειδή πολύ συχνά, σκεπτόμενος αυτό ή εκείνο το θέμα της ηλιακής ή γαλαξιακής φυσικής, ο συγγραφέας σχεδίασε σε ένα συνηθισμένο σημειωματάριο (σε ένα κουτί) τα περιγράμματα των θεμάτων των σκέψεών του. Σχεδίασε, προσπαθώντας να τηρήσει την κλίμακα των φαινομένων. Σε μια πολύ περίεργη ερώτηση, για παράδειγμα, ήταν δυνατό να γίνει μια ενδιαφέρουσα αναλογία μεταξύ του ηλιακού στέμματος και του Γαλαξία (ή μάλλον, του λεγόμενου «γαλαξιακού στέμματος»). Φυσικά, ο συγγραφέας γνώριζε πολύ καλά, θα λέγαμε, «διανοητικά» ότι οι διαστάσεις του γαλαξιακού στέμματος είναι εκατοντάδες δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερες από τις διαστάσεις του ηλιακού. Αλλά το ξέχασε ήσυχα. Και αν, σε ορισμένες περιπτώσεις, οι μεγάλες διαστάσεις του γαλαξιακού στέμματος απέκτησαν κάποια θεμελιώδη σημασία (συνέβη), αυτό ελήφθη υπόψη τυπικά και μαθηματικά. Και παρόλα αυτά, οπτικά και οι δύο "κορώνες" φαίνονταν εξίσου μικρές ...

Αν ο συγγραφέας, στη διαδικασία αυτού του έργου, επιδόθηκε σε φιλοσοφικούς στοχασμούς για το τεράστιο μέγεθος του Γαλαξία, για την αφάνταστη αραίωση του αερίου που συνθέτει το γαλαξιακό στέμμα, για την ασημαντότητα του μικρού μας πλανήτη και της ίδιας μας της ύπαρξης και σε άλλα εξίσου σωστά θέματα, η εργασία στα προβλήματα του ηλιακού και του γαλαξιακού κορώνα θα σταματούσε αυτόματα...

Ας με συγχωρέσει ο αναγνώστης αυτή τη «λυρική παρέκβαση». Δεν έχω καμία αμφιβολία ότι και άλλοι αστρονόμοι είχαν τις ίδιες σκέψεις όταν εργάζονταν για τα προβλήματά τους. Μου φαίνεται ότι μερικές φορές είναι χρήσιμο να εξοικειωθείς με την «κουζίνα» της επιστημονικής εργασίας...

Μέχρι σχετικά πρόσφατα, η υδρόγειος φαινόταν τεράστια στον άνθρωπο. Οι γενναίοι σύντροφοι του Μαγγελάνου χρειάστηκαν πάνω από τρία χρόνια για να κάνουν το πρώτο ταξίδι γύρω από τον κόσμο πριν από σχεδόν μισό χίλια χρόνια με κόστος απίστευτες κακουχίες. Έχουν περάσει λίγο περισσότερα από 100 χρόνια από την εποχή που ο πολυμήχανος ήρωας ενός μυθιστορήματος επιστημονικής φαντασίας του Ιουλίου Βερν έκανε, χρησιμοποιώντας τις τελευταίες τεχνολογικές εξελίξεις εκείνης της εποχής, ένα ταξίδι σε όλο τον κόσμο σε 80 ημέρες. Και μόλις λίγο λιγότερο από 50 χρόνια έχουν περάσει από εκείνες τις αξέχαστες μέρες για όλη την ανθρωπότητα, όταν ο πρώτος Σοβιετικός κοσμοναύτης Γκαγκάριν έκανε τον κύκλο της γης με το θρυλικό διαστημόπλοιο Vostok σε 89 λεπτά. Και οι σκέψεις των ανθρώπων στράφηκαν ακούσια στις τεράστιες εκτάσεις του διαστήματος, στις οποίες χάθηκε ο μικρός πλανήτης Γη ...

1 parsec (pc) ισούται με 3,26 έτη φωτός. Ως parsec ορίζεται η απόσταση από την οποία είναι ορατή η ακτίνα της τροχιάς της γης υπό γωνία 1 δευτερολέπτου. τόξα. Αυτή είναι μια πολύ μικρή γωνία. Αρκεί να πούμε ότι σε αυτή τη γωνία είναι ορατό ένα νόμισμα του ενός καπικίου από απόσταση 3 χιλιομέτρων.

Κανένα από τα αστέρια - οι πλησιέστεροι γείτονες του ηλιακού συστήματος - δεν είναι πιο κοντά σε εμάς από 1 τεμ. Για παράδειγμα, το αναφερόμενο Proxima Centauri αφαιρείται από εμάς σε απόσταση περίπου 1,3 τμχ. Στην κλίμακα στην οποία απεικονίσαμε το ηλιακό σύστημα, αυτό αντιστοιχεί σε 2 χιλιάδες χιλιόμετρα. Όλα αυτά δείχνουν καλά τη μεγάλη απομόνωση του ηλιακού μας συστήματος από τα γύρω αστρικά συστήματα, μερικά από αυτά τα συστήματα μπορεί να έχουν πολλές ομοιότητες με αυτό.

Αλλά τα αστέρια που περιβάλλουν τον Ήλιο και τον ίδιο τον Ήλιο αποτελούν μόνο ένα αμελητέο μέρος της γιγαντιαίας συλλογής των αστεριών και των νεφελωμάτων, που ονομάζεται «Γαλαξίας». Βλέπουμε αυτό το σύμπλεγμα αστεριών σε καθαρές νύχτες χωρίς φεγγάρι ως μια λωρίδα του Γαλαξία που διασχίζει τον ουρανό. Ο γαλαξίας έχει μια μάλλον πολύπλοκη δομή. Στην πρώτη, πιο πρόχειρη προσέγγιση, μπορούμε να υποθέσουμε ότι τα αστέρια και τα νεφελώματα που το αποτελούν γεμίζουν έναν όγκο που έχει το σχήμα ενός εξαιρετικά συμπιεσμένου ελλειψοειδούς περιστροφής. Συχνά στη λαϊκή λογοτεχνία το σχήμα του Γαλαξία συγκρίνεται με έναν αμφίκυρτο φακό. Στην πραγματικότητα, όλα είναι πολύ πιο περίπλοκα και η εικόνα που σχεδιάστηκε είναι πολύ τραχιά. Στην πραγματικότητα, αποδεικνύεται ότι διαφορετικοί τύποι αστεριών συγκεντρώνονται στο κέντρο του Γαλαξία και στο «ισημερινό του επίπεδο» με εντελώς διαφορετικούς τρόπους. Για παράδειγμα, αέρια νεφελώματα, καθώς και αστέρια με πολύ μεγάλη μάζα, συγκεντρώνονται έντονα προς το ισημερινό επίπεδο του Γαλαξία (στον ουρανό αυτό το επίπεδο αντιστοιχεί σε έναν μεγάλο κύκλο που διέρχεται από τα κεντρικά μέρη του Γαλαξία). Ταυτόχρονα, δεν παρουσιάζουν σημαντική συγκέντρωση προς το γαλαξιακό κέντρο. Από την άλλη, ορισμένοι τύποι αστεριών και αστρικών σμηνών (τα λεγόμενα «σφαιρικά σμήνη») δεν παρουσιάζουν σχεδόν καμία συγκέντρωση προς το ισημερινό επίπεδο του Γαλαξία, αλλά χαρακτηρίζονται από τεράστια συγκέντρωση προς το κέντρο του. Μεταξύ αυτών των δύο ακραίων τύπων χωρικής κατανομής (που οι αστρονόμοι αποκαλούν «επίπεδη» και «σφαιρική») είναι όλες ενδιάμεσες περιπτώσεις. Ωστόσο, αποδεικνύεται ότι το κύριο μέρος των αστεριών στον Γαλαξία βρίσκεται σε έναν γιγάντιο δίσκο, η διάμετρος του οποίου είναι περίπου 100 χιλιάδες έτη φωτός και το πάχος είναι περίπου 1500 έτη φωτός. Σε αυτόν τον δίσκο, υπάρχουν λίγο περισσότερα από 150 δισεκατομμύρια αστέρια διαφόρων τύπων. Ο Ήλιος μας είναι ένα από αυτά τα αστέρια, που βρίσκεται στην περιφέρεια του Γαλαξία κοντά στο ισημερινό του επίπεδο (πιο συγκεκριμένα, "μόνο" σε απόσταση περίπου 30 ετών φωτός - μια τιμή αρκετά μικρή σε σύγκριση με το πάχος του αστρικού δίσκου).

Η απόσταση από τον Ήλιο μέχρι τον πυρήνα του Γαλαξία (ή το κέντρο του) είναι περίπου 30 χιλιάδες έτη φωτός. Η αστρική πυκνότητα στον Γαλαξία είναι πολύ άνιση. Είναι υψηλότερο στην περιοχή του γαλαξιακού πυρήνα, όπου, σύμφωνα με τα τελευταία δεδομένα, φτάνει τα 2 χιλιάδες αστέρια ανά κυβικό parsec, που είναι σχεδόν 20 χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τη μέση αστρική πυκνότητα στην περιοχή του Ήλιου. Επιπλέον, τα αστέρια τείνουν να σχηματίζουν ξεχωριστές ομάδες ή σμήνη. Ένα καλό παράδειγμα ενός τέτοιου συμπλέγματος είναι οι Πλειάδες, οι οποίες είναι ορατές στον χειμερινό μας ουρανό.

Το Galaxy περιέχει επίσης δομικές λεπτομέρειες σε πολύ μεγαλύτερη κλίμακα. Μελέτες έχουν δείξει ότι τα νεφελώματα, καθώς και τα αστέρια με καυτή μάζα, κατανέμονται κατά μήκος των κλάδων της σπείρας. Η σπειροειδής δομή φαίνεται ιδιαίτερα καλά σε άλλα αστρικά συστήματα - γαλαξίες (με μικρό γράμμα, σε αντίθεση με το αστρικό μας σύστημα - τον Γαλαξία). Η δημιουργία της σπειροειδούς δομής του Γαλαξία στην οποία βρισκόμαστε οι ίδιοι έχει αποδειχθεί εξαιρετικά δύσκολη.

Τα αστέρια και τα νεφελώματα μέσα στον Γαλαξία κινούνται με αρκετά περίπλοκο τρόπο. Πρώτα απ 'όλα, συμμετέχουν στην περιστροφή του Γαλαξία γύρω από έναν άξονα κάθετο στο ισημερινό του επίπεδο. Αυτή η περιστροφή δεν είναι ίδια με αυτή ενός στερεού σώματος: διαφορετικές περιοχές του Γαλαξία έχουν διαφορετικές περιόδους περιστροφής. Έτσι, ο Ήλιος και τα αστέρια που τον περιβάλλουν σε μια τεράστια περιοχή μεγέθους αρκετών εκατοντάδων ετών φωτός κάνουν μια πλήρη επανάσταση σε περίπου 200 εκατομμύρια χρόνια. Δεδομένου ότι ο Ήλιος, μαζί με την οικογένεια των πλανητών, προφανώς υπάρχει για περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του (από τη γέννησή του από ένα αέριο νεφέλωμα έως την τρέχουσα κατάστασή του) έχει κάνει περίπου 25 περιστροφές γύρω από τον άξονα περιστροφής του Γαλαξία . Μπορούμε να πούμε ότι η ηλικία του Ήλιου είναι μόνο 25 "γαλαξιακά χρόνια", ας το παραδεχτούμε - μια εποχή άνθισης...

Η ταχύτητα της κίνησης του Ήλιου και των γειτονικών αστεριών του κατά μήκος των σχεδόν κυκλικών γαλαξιακών τροχιών τους φτάνει τα 250 km/s. Αυτή η τακτική κίνηση γύρω από τον γαλαξιακό πυρήνα υπερτίθεται από τις χαοτικές, ασταθείς κινήσεις των άστρων. Οι ταχύτητες τέτοιων κινήσεων είναι πολύ χαμηλότερες - περίπου 10-50 km/s, και είναι διαφορετικές για αντικείμενα διαφορετικών τύπων. Τα θερμά αστέρια έχουν τη μικρότερη ταχύτητα (6-8 km/s), τα αστέρια ηλιακού τύπου έχουν περίπου 20 km/s. Όσο χαμηλότερες είναι αυτές οι ταχύτητες, τόσο πιο «επίπεδη» είναι η κατανομή αυτού του τύπου αστεριών.

Στην κλίμακα που χρησιμοποιήσαμε για να οραματιστούμε το ηλιακό σύστημα, οι διαστάσεις του Γαλαξία θα ήταν 60 εκατομμύρια χιλιόμετρα - μια τιμή ήδη πολύ κοντά στην απόσταση από τη Γη στον Ήλιο. Από αυτό είναι ξεκάθαρο ότι καθώς κάποιος διεισδύει σε όλο και πιο απομακρυσμένες περιοχές του Σύμπαντος, αυτή η κλίμακα δεν είναι πλέον κατάλληλη, αφού χάνει την ορατότητα. Επομένως, θα πάρουμε διαφορετική κλίμακα. Ας μειώσουμε διανοητικά την τροχιά της Γης στο μέγεθος της πιο εσωτερικής τροχιάς του ατόμου του υδρογόνου στο κλασικό μοντέλο Bohr. Θυμηθείτε ότι η ακτίνα αυτής της τροχιάς είναι 0,53x10 -8 εκ. Τότε το πλησιέστερο αστέρι θα βρίσκεται σε απόσταση περίπου 0,014 mm, το κέντρο του Γαλαξία - σε απόσταση περίπου 10 cm, και οι διαστάσεις του αστρικού μας συστήματος θα να είναι περίπου 35 εκ. Η διάμετρος του Ήλιου θα έχει μικροσκοπικές διαστάσεις : 0,0046 A (το άνγκστρομ είναι μια μονάδα μήκους ίση με 10 -8 cm).

Έχουμε ήδη τονίσει ότι τα αστέρια χωρίζονται μεταξύ τους με μεγάλες αποστάσεις, και έτσι πρακτικά απομονωμένα. Συγκεκριμένα, αυτό σημαίνει ότι τα αστέρια σχεδόν ποτέ δεν συγκρούονται μεταξύ τους, αν και η κίνηση καθενός από αυτά καθορίζεται από το πεδίο βαρυτικής δύναμης που δημιουργείται από όλα τα αστέρια του Γαλαξία. Αν θεωρήσουμε τον Γαλαξία ως μια συγκεκριμένη περιοχή γεμάτη με αέριο, με αστέρια να παίζουν το ρόλο των αέριων μορίων και ατόμων, τότε πρέπει να θεωρήσουμε ότι αυτό το αέριο είναι εξαιρετικά σπάνιο. Στην περιοχή του Ήλιου, η μέση απόσταση μεταξύ των αστεριών είναι περίπου 10 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη μέση διάμετρο των αστεριών. Εν τω μεταξύ, υπό κανονικές συνθήκες στον συνηθισμένο αέρα, η μέση απόσταση μεταξύ των μορίων είναι μόνο μερικές δεκάδες φορές μεγαλύτερη από τις διαστάσεις του τελευταίου. Για να επιτευχθεί ο ίδιος βαθμός σχετικής αραίωσης, η πυκνότητα του αέρα θα πρέπει να μειωθεί τουλάχιστον κατά 1018 φορές! Σημειώστε, ωστόσο, ότι στην κεντρική περιοχή του Γαλαξία, όπου η αστρική πυκνότητα είναι σχετικά υψηλή, θα συμβαίνουν κατά καιρούς συγκρούσεις μεταξύ των αστεριών. Εδώ, θα πρέπει να αναμένεται περίπου μία σύγκρουση κάθε εκατομμύριο χρόνια, ενώ στις «κανονικές» περιοχές του Γαλαξία για ολόκληρη την ιστορία της εξέλιξης του αστρικού μας συστήματος, ηλικίας τουλάχιστον 10 δισεκατομμυρίων ετών, δεν σημειώθηκαν πρακτικά συγκρούσεις μεταξύ αστέρων .

Για αρκετές δεκαετίες, οι αστρονόμοι μελετούν επίμονα άλλα αστρικά συστήματα που είναι λίγο πολύ παρόμοια με τα δικά μας. Αυτός ο τομέας της έρευνας έχει ονομαστεί «εξωγαλαξιακή αστρονομία». Πλέον παίζει σχεδόν πρωταγωνιστικό ρόλο στην αστρονομία. Τις τελευταίες τρεις δεκαετίες, η εξωγαλαξιακή αστρονομία έχει σημειώσει εκπληκτική πρόοδο. Σταδιακά, άρχισαν να εμφανίζονται τα μεγαλεπήβολα περιγράμματα του Μεταγαλαξία, στα οποία το αστρικό μας σύστημα περιλαμβάνεται ως ένα μικρό σωματίδιο. Ακόμα δεν γνωρίζουμε τα πάντα για τον Μεταγαλαξία. Η τεράστια απόσταση των αντικειμένων δημιουργεί πολύ συγκεκριμένες δυσκολίες, οι οποίες επιλύονται χρησιμοποιώντας τα πιο ισχυρά μέσα παρατήρησης σε συνδυασμό με βαθιά θεωρητική έρευνα. Ωστόσο, η συνολική δομή του Metagalaxy έχει γίνει σε μεγάλο βαθμό σαφής τα τελευταία χρόνια.

Μπορούμε να ορίσουμε τον Μεταγαλαξία ως μια συλλογή αστρικών συστημάτων - γαλαξιών που κινούνται στις τεράστιες εκτάσεις του τμήματος του Σύμπαντος που παρατηρούμε. Οι γαλαξίες που βρίσκονται πιο κοντά στο αστρικό μας σύστημα είναι τα περίφημα σύννεφα του Μαγγελάνου, ορατά στον ουρανό του νότιου ημισφαιρίου ως δύο μεγάλες κηλίδες περίπου ίδιας επιφανειακής φωτεινότητας με τον Γαλαξία μας. Η απόσταση από τα σύννεφα του Μαγγελάνου είναι «μόνο» περίπου 200 χιλιάδες έτη φωτός, η οποία είναι αρκετά συγκρίσιμη με το συνολικό μήκος του Γαλαξία μας. Ένας άλλος γαλαξίας «κοντά» μας είναι ένα νεφέλωμα στον αστερισμό της Ανδρομέδας. Είναι ορατό με γυμνό μάτι ως ένα αχνό σημείο φωτός 5ου μεγέθους.

Στην πραγματικότητα, αυτός είναι ένας τεράστιος αστρικός κόσμος, όσον αφορά τον αριθμό των αστεριών και τη συνολική μάζα τριπλάσια του μεγέθους του Γαλαξία μας, ο οποίος με τη σειρά του είναι ένας γίγαντας μεταξύ των γαλαξιών. Η απόσταση από το νεφέλωμα της Ανδρομέδας ή, όπως το αποκαλούν οι αστρονόμοι, M 31 (αυτό σημαίνει ότι στον γνωστό κατάλογο των νεφελωμάτων Messier αναφέρεται στο Νο. 31), είναι περίπου 1800 χιλιάδες έτη φωτός, δηλαδή περίπου 20 φορές το μέγεθος του Γαλαξία. Το νεφέλωμα M 31 έχει μια έντονη σπειροειδή δομή και, σε πολλά από τα χαρακτηριστικά του, μοιάζει πολύ με τον Γαλαξία μας. Δίπλα του βρίσκονται οι μικροί ελλειψοειδείς δορυφόροι του. Μαζί με τα σπειροειδή συστήματα (τέτοιοι γαλαξίες συμβολίζονται με τα σύμβολα Sa, Sb και Sc, ανάλογα με τη φύση της ανάπτυξης της σπειροειδούς δομής· παρουσία μιας «ράβδου» που διέρχεται από τον πυρήνα, το γράμμα Β τοποθετείται μετά το γράμμα S) υπάρχουν σφαιροειδείς και ελλειψοειδείς, χωρίς ίχνη της σπειροειδούς δομής, καθώς και "λάθος" γαλαξίες, καλό παράδειγμα των οποίων είναι τα Νέφη του Μαγγελάνου.

Μεγάλα τηλεσκόπια παρατηρούν τεράστιο αριθμό γαλαξιών. Εάν υπάρχουν περίπου 250 γαλαξίες φωτεινότεροι από το ορατό 12ο μέγεθος, τότε υπάρχουν ήδη περίπου 50 χιλιάδες φωτεινότεροι από το 16ο μέγεθος. , για το τηλεσκόπιο "Hubble" σε τροχιά αυτό το όριο - αντικείμενα μεγέθους 30 βαθμών. Αποδεικνύεται ότι μεταξύ των δισεκατομμυρίων τέτοιων πιο αδύναμων αντικειμένων, η πλειοψηφία είναι γαλαξίες. Πολλά από αυτά είναι μακριά από εμάς σε αποστάσεις που το φως ταξιδεύει σε δισεκατομμύρια χρόνια. Αυτό σημαίνει ότι το φως που προκάλεσε το μαύρισμα της πλάκας εκπέμπεται από έναν τόσο μακρινό γαλαξία πολύ πριν από την αρχαϊκή περίοδο της γεωλογικής ιστορίας της Γης!

Τα φάσματα των περισσότερων γαλαξιών μοιάζουν με τον ήλιο. Και στις δύο περιπτώσεις, παρατηρούνται ξεχωριστές σκούρες γραμμές απορρόφησης σε ένα μάλλον φωτεινό φόντο. Δεν υπάρχει τίποτα απροσδόκητο σε αυτό, αφού η ακτινοβολία των γαλαξιών είναι η ακτινοβολία δισεκατομμυρίων αστεριών που τους αποτελούν, λίγο πολύ παρόμοια με τον Ήλιο. Η προσεκτική μελέτη των φασμάτων των γαλαξιών πριν από πολλά χρόνια οδήγησε σε μια ανακάλυψη θεμελιώδους σημασίας. Το γεγονός είναι ότι από τη φύση της μετατόπισης του μήκους κύματος οποιασδήποτε φασματικής γραμμής σε σχέση με το εργαστηριακό πρότυπο, μπορεί κανείς να προσδιορίσει την ταχύτητα της πηγής ακτινοβολίας κατά μήκος της οπτικής γραμμής. Με άλλα λόγια, είναι δυνατό να διαπιστωθεί με ποια ταχύτητα η πηγή πλησιάζει ή υποχωρεί.

Εάν η πηγή φωτός πλησιάσει, οι φασματικές γραμμές μετατοπίζονται προς μικρότερα μήκη κύματος, εάν απομακρύνεται, προς μεγαλύτερα. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται «φαινόμενο Doppler». Αποδείχθηκε ότι στους γαλαξίες (με εξαίρεση μερικούς πιο κοντινούς σε εμάς) οι φασματικές γραμμές μετατοπίζονται πάντα στο τμήμα μεγάλου μήκους κύματος του φάσματος (η «κόκκινη μετατόπιση» των γραμμών) και το μέγεθος αυτής της μετατόπισης είναι το μεγαλύτερη, όσο πιο μακριά είναι ο γαλαξίας από εμάς.

Αυτό σημαίνει ότι όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς και η ταχύτητα της «διαστολής» αυξάνεται καθώς οι γαλαξίες απομακρύνονται. Φτάνει σε τεράστιες αξίες. Για παράδειγμα, η ταχύτητα υποχώρησης του ραδιογαλαξία Cygnus A που βρέθηκε από την ερυθρή μετατόπιση είναι κοντά στα 17.000 km/s. Για μεγάλο χρονικό διάστημα, το ρεκόρ ανήκε στον πολύ αχνό (σε οπτικές δέσμες μεγέθους 20) ραδιογαλαξία ZC 295. Το 1960 αποκτήθηκε το φάσμα του. Αποδείχθηκε ότι η γνωστή φασματική γραμμή υπεριώδους που ανήκει στο ιονισμένο οξυγόνο μετατοπίζεται στην πορτοκαλί περιοχή του φάσματος! Από εδώ είναι εύκολο να διαπιστώσουμε ότι η ταχύτητα αφαίρεσης αυτού του εκπληκτικού αστρικού συστήματος είναι 138 χιλιάδες km / s, ή σχεδόν η μισή ταχύτητα του φωτός! Ο ραδιογαλαξίας 3C 295 βρίσκεται σε απόσταση από εμάς που το φως ταξιδεύει σε 5 δισεκατομμύρια χρόνια. Έτσι, οι αστρονόμοι μελέτησαν το φως που εκπέμπεται όταν σχηματίστηκαν ο Ήλιος και οι πλανήτες, και ίσως και «λίγο» νωρίτερα... Από τότε, έχουν ανακαλυφθεί πολύ πιο μακρινά αντικείμενα.

Στη γενική επέκταση του συστήματος των γαλαξιών υπερτίθενται οι ασταθείς ταχύτητες μεμονωμένων γαλαξιών, συνήθως ίσες με αρκετές εκατοντάδες χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Αυτός είναι ο λόγος για τον οποίο οι γαλαξίες που βρίσκονται πιο κοντά μας δεν παρουσιάζουν συστηματική μετατόπιση προς το κόκκινο. Άλλωστε, οι ταχύτητες των τυχαίων (τις λεγόμενες «ιδιόρρυθμες») κινήσεις για αυτούς τους γαλαξίες είναι μεγαλύτερες από την κανονική ταχύτητα μετατόπισης στο κόκκινο. Το τελευταίο αυξάνεται καθώς οι γαλαξίες απομακρύνονται κατά περίπου 50 km/s, για κάθε εκατομμύριο parsec. Επομένως, για γαλαξίες των οποίων οι αποστάσεις δεν υπερβαίνουν μερικά εκατομμύρια παρσέκ, οι τυχαίες ταχύτητες υπερβαίνουν την ταχύτητα υποχώρησης λόγω της μετατόπισης προς το ερυθρό. Μεταξύ των κοντινών γαλαξιών, υπάρχουν και εκείνοι που μας πλησιάζουν (για παράδειγμα, το νεφέλωμα της Ανδρομέδας M 31).

Οι γαλαξίες δεν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένοι στον μεταγαλαξιακό χώρο, δηλ. με σταθερή πυκνότητα. Δείχνουν έντονη τάση να σχηματίζουν ξεχωριστές ομάδες ή συστάδες. Συγκεκριμένα, μια ομάδα περίπου 20 γαλαξιών κοντά μας (συμπεριλαμβανομένου του Γαλαξία μας) σχηματίζει το λεγόμενο «τοπικό σύστημα». Με τη σειρά του, το τοπικό σύστημα περιλαμβάνεται σε ένα μεγάλο σμήνος γαλαξιών, το κέντρο του οποίου βρίσκεται σε εκείνο το μέρος του ουρανού στο οποίο προβάλλεται ο αστερισμός της Παρθένου. Αυτό το σύμπλεγμα έχει πολλές χιλιάδες μέλη και είναι ένα από τα μεγαλύτερα. Στο διάστημα μεταξύ των σμηνών, η πυκνότητα των γαλαξιών είναι δέκα φορές μικρότερη από ό,τι στο εσωτερικό των σμηνών.

Εφιστάται η προσοχή στη διαφορά μεταξύ των σμηνών αστεριών που σχηματίζουν γαλαξίες και των σμηνών γαλαξιών. Στην πρώτη περίπτωση, οι αποστάσεις μεταξύ των μελών των σμηνών είναι τεράστιες σε σύγκριση με τα μεγέθη των αστεριών, ενώ οι μέσες αποστάσεις μεταξύ των γαλαξιών σε σμήνη γαλαξιών είναι μόνο αρκετές φορές μεγαλύτερες από τα μεγέθη των γαλαξιών. Από την άλλη πλευρά, ο αριθμός των γαλαξιών στα σμήνη δεν μπορεί να συγκριθεί με τον αριθμό των αστεριών στους γαλαξίες. Αν θεωρήσουμε το σύνολο των γαλαξιών ως ένα είδος αερίου, όπου τον ρόλο των μορίων παίζουν μεμονωμένοι γαλαξίες, τότε πρέπει να θεωρήσουμε αυτό το μέσο εξαιρετικά παχύρρευστο.

Πώς μοιάζει ο Μεταγαλαξίας στο μοντέλο μας, όπου η τροχιά της Γης μειώνεται στο μέγεθος της πρώτης τροχιάς του ατόμου Bohr; Σε αυτήν την κλίμακα, η απόσταση από το νεφέλωμα της Ανδρομέδας θα είναι κάπως μεγαλύτερη από 6 μέτρα, η απόσταση από το κεντρικό τμήμα του σμήνος γαλαξιών της Παρθένου, που περιλαμβάνει το τοπικό μας σύστημα γαλαξιών, θα είναι περίπου 120 μέτρα και το μέγεθος του σμήνου θα είναι της ίδιας σειράς. Ο ραδιογαλαξίας Cygnus A θα αφαιρεθεί τώρα σε απόσταση 2,5 km και η απόσταση από τον ραδιογαλαξία 3C 295 θα φτάσει τα 25 km ...

Γνωριστήκαμε στην πιο γενική μορφή με τα κύρια δομικά χαρακτηριστικά και με τις κλίμακες του Σύμπαντος. Είναι σαν ένα παγωμένο πλαίσιο της ανάπτυξής του. Δεν ήταν πάντα όπως το βλέπουμε τώρα. Τα πάντα στο Σύμπαν αλλάζουν: αστέρια και νεφελώματα εμφανίζονται, αναπτύσσονται και «πεθαίνουν», ο Γαλαξίας αναπτύσσεται με φυσικό τρόπο, η ίδια η δομή και οι κλίμακες του Μεταγαλαξία αλλάζουν.

Σκάλα στο άπειρο

Πώς να προσδιορίσετε την απόσταση από τα αστέρια; Πώς ξέρετε ότι το Άλφα Κενταύρου απέχει περίπου 4 έτη φωτός; Πράγματι, από τη φωτεινότητα ενός αστεριού, ως τέτοιο, δύσκολα μπορείς να προσδιορίσεις τίποτα - η λαμπρότητα ενός αμυδρά κοντινού και φωτεινού μακρινού αστεριού μπορεί να είναι η ίδια. Και όμως υπάρχουν πολλοί αρκετά αξιόπιστοι τρόποι για τον προσδιορισμό της απόστασης από τη Γη στις πιο απομακρυσμένες γωνιές του σύμπαντος. Ο αστρομετρικός δορυφόρος "Hipparchus" για 4 χρόνια εργασίας καθόρισε τις αποστάσεις έως τα 118 χιλιάδες αστέρια SPL

Ό,τι κι αν λένε οι φυσικοί για την τρισδιάστατη, την εξαδιάστατη ή ακόμα και την ενδεκαδιάστατη του διαστήματος, για τον αστρονόμο το παρατηρήσιμο Σύμπαν είναι πάντα δισδιάστατο. Αυτό που συμβαίνει στον Κόσμο θεωρείται από εμάς ως προβολή στην ουράνια σφαίρα, όπως ακριβώς σε μια ταινία προβάλλεται όλη η πολυπλοκότητα της ζωής σε μια επίπεδη οθόνη. Στην οθόνη, μπορούμε εύκολα να διακρίνουμε το μακρινό από το κοντινό χάρη στην εξοικείωση με το τρισδιάστατο πρωτότυπο, αλλά στη δισδιάστατη σκέδαση των αστεριών δεν υπάρχει οπτική ένδειξη που να μας επιτρέπει να το μετατρέψουμε σε έναν τρισδιάστατο χάρτη κατάλληλο για σχεδίαση της πορείας ενός διαστρικού πλοίου. Εν τω μεταξύ, οι αποστάσεις είναι το κλειδί για σχεδόν το ήμισυ της αστροφυσικής. Πώς μπορεί κανείς να διακρίνει ένα κοντινό αμυδρό αστέρι από ένα μακρινό αλλά φωτεινό κβάζαρ χωρίς αυτά; Μόνο γνωρίζοντας την απόσταση από ένα αντικείμενο, μπορεί κανείς να αξιολογήσει την ενέργειά του και από εδώ έναν άμεσο δρόμο για την κατανόηση της φυσικής του φύσης.

Ένα πρόσφατο παράδειγμα της αβεβαιότητας των κοσμικών αποστάσεων είναι το πρόβλημα των πηγών εκρήξεων ακτίνων γάμμα, σύντομων παλμών σκληρής ακτινοβολίας που έρχονται στη Γη περίπου μία φορά την ημέρα από διάφορες κατευθύνσεις. Οι αρχικές εκτιμήσεις για την απόστασή τους κυμαίνονταν από εκατοντάδες αστρονομικές μονάδες (δεκάδες ώρες φωτός) έως εκατοντάδες εκατομμύρια έτη φωτός. Αντίστοιχα, η διασπορά στα μοντέλα ήταν επίσης εντυπωσιακή - από την εκμηδένιση των κομητών από την αντιύλη στις παρυφές του ηλιακού συστήματος μέχρι τις εκρήξεις των άστρων νετρονίων που τρέμουν ολόκληρο το Σύμπαν και τη γέννηση των λευκών τρυπών. Μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του 1990, είχαν προταθεί περισσότερες από εκατό διαφορετικές εξηγήσεις για τη φύση των εκρήξεων ακτίνων γάμμα. Τώρα, όταν μπορέσαμε να υπολογίσουμε τις αποστάσεις από τις πηγές τους, απομένουν μόνο δύο μοντέλα.

Αλλά πώς να μετρήσετε την απόσταση εάν ούτε ο χάρακας ούτε η δέσμη εντοπισμού μπορούν να φτάσουν στο αντικείμενο; Η μέθοδος τριγωνοποίησης, η οποία χρησιμοποιείται ευρέως στη συνηθισμένη επίγεια γεωδαισία, έρχεται στη διάσωση. Επιλέγουμε ένα τμήμα γνωστού μήκους - τη βάση, μετράμε από τα άκρα του τις γωνίες κάτω από τις οποίες ένα σημείο είναι ορατό απρόσιτο για τον ένα ή τον άλλο λόγο και στη συνέχεια απλοί τριγωνομετρικοί τύποι δίνουν την επιθυμητή απόσταση. Όταν μετακινούμαστε από το ένα άκρο της βάσης στο άλλο, η φαινομενική κατεύθυνση προς το σημείο αλλάζει, μετατοπίζεται στο φόντο των μακρινών αντικειμένων. Αυτό ονομάζεται μετατόπιση παράλλαξης ή παράλλαξη. Η τιμή του είναι όσο μικρότερη, όσο πιο μακριά είναι το αντικείμενο και όσο μεγαλύτερη, τόσο μεγαλύτερη είναι η βάση.

Για να μετρήσει κανείς τις αποστάσεις από τα αστέρια, πρέπει να λάβει τη μέγιστη βάση που διαθέτουν οι αστρονόμοι, ίση με τη διάμετρο της τροχιάς της γης. Η αντίστοιχη παραλλακτική μετατόπιση των άστρων στον ουρανό (αυστηρά μιλώντας, το μισό) ονομάστηκε ετήσια παράλλαξη. Προσπάθησε να το μετρήσει ο Tycho Brahe, στον οποίο δεν άρεσε η ιδέα του Κοπέρνικου για την περιστροφή της Γης γύρω από τον Ήλιο, και αποφάσισε να το ελέγξει - εξάλλου, οι παράλλαξεις αποδεικνύουν επίσης την τροχιακή κίνηση της Γης. Οι μετρήσεις που πραγματοποιήθηκαν είχαν μια ακρίβεια που ήταν εντυπωσιακή για τον 16ο αιώνα - περίπου ένα λεπτό τόξου, αλλά αυτό ήταν εντελώς ανεπαρκές για τη μέτρηση των παραλλαγών, για τις οποίες ο ίδιος ο Brahe δεν είχε ιδέα και κατέληξε στο συμπέρασμα ότι το σύστημα του Κοπέρνικου ήταν εσφαλμένο.

Η απόσταση από τα αστρικά σμήνη καθορίζεται από τη μέθοδο προσαρμογής της κύριας ακολουθίας

Η επόμενη επίθεση στην παράλλαξη έγινε το 1726 από τον Άγγλο James Bradley, τον μελλοντικό διευθυντή του Αστεροσκοπείου του Γκρίνουιτς. Στην αρχή, φαινόταν ότι η τύχη του χαμογέλασε: το αστέρι Gamma Draco, που επιλέχθηκε για παρατηρήσεις, κυμάνθηκε όντως γύρω από τη μέση θέση του με μια έκταση 20 δευτερολέπτων τόξου κατά τη διάρκεια του έτους. Ωστόσο, η κατεύθυνση αυτής της μετατόπισης ήταν διαφορετική από αυτή που αναμενόταν για τις παράλλαξεις και ο Bradley βρήκε σύντομα τη σωστή εξήγηση: η ταχύτητα της τροχιάς της Γης αθροίζεται με την ταχύτητα του φωτός που προέρχεται από το αστέρι και αλλάζει τη φαινόμενη κατεύθυνσή του. Ομοίως, οι σταγόνες της βροχής αφήνουν επικλινή μονοπάτια στα παράθυρα ενός λεωφορείου. Αυτό το φαινόμενο, που ονομάζεται ετήσια εκτροπή, ήταν η πρώτη άμεση απόδειξη της κίνησης της Γης γύρω από τον Ήλιο, αλλά δεν είχε καμία σχέση με τις παράλλαξεις.

Μόλις έναν αιώνα αργότερα, η ακρίβεια των γωνιομετρικών οργάνων έφτασε στο απαιτούμενο επίπεδο. Στα τέλη της δεκαετίας του '30 του XIX αιώνα, σύμφωνα με τα λόγια του John Herschel, "το τείχος που εμπόδιζε τη διείσδυση στο αστρικό Σύμπαν έσπασε σχεδόν ταυτόχρονα σε τρία σημεία". Το 1837, ο Vasily Yakovlevich Struve (εκείνη την εποχή ο διευθυντής του Παρατηρητηρίου Derpt και αργότερα του Αστεροσκοπείου Pulkovo) δημοσίευσε την παράλλαξη του Vega που μετρήθηκε από αυτόν - 0,12 δευτερόλεπτα τόξου. Το επόμενο έτος, ο Friedrich Wilhelm Bessel ανέφερε ότι η παράλλαξη του αστεριού του 61ου Κύκνου είναι 0,3". Και ένα χρόνο αργότερα, ο Σκωτσέζος αστρονόμος Τόμας Χέντερσον, ο οποίος εργάστηκε στο Νότιο Ημισφαίριο στο Ακρωτήριο της Καλής Ελπίδας, μέτρησε την παράλλαξη σε το σύστημα Άλφα Κενταύρου - 1,16 ". Είναι αλήθεια ότι αργότερα αποδείχθηκε ότι αυτή η τιμή υπερεκτιμήθηκε κατά 1,5 φορές και δεν υπάρχει ούτε ένα αστέρι σε ολόκληρο τον ουρανό με παράλλαξη μεγαλύτερη από 1 δευτερόλεπτο τόξου.

Για τις αποστάσεις που μετρήθηκαν με την παραλλακτική μέθοδο, εισήχθη ειδική μονάδα μήκους - parsec (από parallactic second, pc). Ένα παρσεκ περιέχει 206.265 αστρονομικές μονάδες ή 3,26 έτη φωτός. Από αυτή την απόσταση είναι ορατή η ακτίνα της τροχιάς της γης (1 αστρονομική μονάδα = 149,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα) υπό γωνία 1 δευτερολέπτου. Για να προσδιορίσετε την απόσταση από ένα αστέρι σε παρσεκ, πρέπει να διαιρέσετε ένα με την παράλλαξή του σε δευτερόλεπτα. Για παράδειγμα, στο πλησιέστερο σε εμάς αστρικό σύστημα, το Άλφα Κενταύρου, 1/0,76 = 1,3 parsec, ή 270.000 αστρονομικές μονάδες. Χίλια παρσέκ ονομάζονται kiloparsec (kpc), ένα εκατομμύριο parsec ονομάζεται megaparsec (Mpc) και ένα δισεκατομμύριο ονομάζεται gigaparsec (Gpc).

Η μέτρηση εξαιρετικά μικρών γωνιών απαιτούσε τεχνική πολυπλοκότητα και μεγάλη επιμέλεια (ο Bessel, για παράδειγμα, επεξεργάστηκε περισσότερες από 400 μεμονωμένες παρατηρήσεις του Cygnus 61), αλλά μετά την πρώτη ανακάλυψη, τα πράγματα έγιναν ευκολότερα. Μέχρι το 1890, είχαν μετρηθεί οι παράλλαξεις ήδη τριών δωδεκάδων αστεριών και όταν η φωτογραφία άρχισε να χρησιμοποιείται ευρέως στην αστρονομία, η ακριβής μέτρηση των παραλλαξών τέθηκε πλήρως σε ροή. Οι μετρήσεις παράλλαξης είναι η μόνη μέθοδος για τον άμεσο προσδιορισμό των αποστάσεων από μεμονωμένα αστέρια. Ωστόσο, κατά τη διάρκεια των επίγειων παρατηρήσεων, οι ατμοσφαιρικές παρεμβολές δεν επιτρέπουν στη μέθοδο παράλλαξης να μετρήσει αποστάσεις πάνω από 100 pc. Για το σύμπαν, αυτό δεν είναι πολύ μεγάλη αξία. ("Δεν είναι μακριά εδώ, εκατό παρσέκ", όπως είπε ο Gromozeka.) Όπου οι γεωμετρικές μέθοδοι αποτυγχάνουν, οι φωτομετρικές μέθοδοι έρχονται στη διάσωση.

Γεωμετρικές καταγραφές

Τα τελευταία χρόνια δημοσιεύονται ολοένα και συχνότερα τα αποτελέσματα της μέτρησης των αποστάσεων από πολύ συμπαγείς πηγές ραδιοεκπομπής - μέιζερ. Η ακτινοβολία τους πέφτει στο εύρος του ραδιοφώνου, γεγονός που καθιστά δυνατή την παρατήρησή τους σε ραδιοσυμβολόμετρα ικανά να μετρούν τις συντεταγμένες των αντικειμένων με ακρίβεια μικροδευτερόλεπτου, απρόσιτη στην οπτική περιοχή στην οποία παρατηρούνται τα αστέρια. Χάρη στα μέιζερ, οι τριγωνομετρικές μέθοδοι μπορούν να εφαρμοστούν όχι μόνο σε μακρινά αντικείμενα στον Γαλαξία μας, αλλά και σε άλλους γαλαξίες. Για παράδειγμα, το 2005, ο Andreas Brunthaler (Γερμανία) και οι συνεργάτες του προσδιόρισαν την απόσταση από τον γαλαξία M33 (730 kpc) συγκρίνοντας τη γωνιακή μετατόπιση των μέιζερ με την ταχύτητα περιστροφής αυτού του αστρικού συστήματος. Ένα χρόνο αργότερα, ο Ye Xu (Κίνα) και οι συνεργάτες του εφάρμοσαν την κλασική μέθοδο παράλλαξης σε «τοπικές» πηγές μέιζερ για να μετρήσουν την απόσταση (2 kpc) σε έναν από τους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία μας. Ίσως, το 1999, ο J. Hernstin (ΗΠΑ) και οι συνεργάτες του κατάφεραν να προχωρήσουν όσο το δυνατόν περισσότερο. Παρακολουθώντας την κίνηση των μέιζερ στον δίσκο προσαύξησης γύρω από τη μαύρη τρύπα στον πυρήνα του ενεργού γαλαξία NGC 4258, οι αστρονόμοι προσδιόρισαν ότι αυτό το σύστημα απέχει 7,2 Mpc από εμάς. Μέχρι σήμερα, πρόκειται για απόλυτη καταγραφή γεωμετρικών μεθόδων.

Τυποποιημένα κεριά αστρονόμων

Όσο πιο μακριά από εμάς είναι η πηγή ακτινοβολίας, τόσο πιο αμυδρή είναι. Εάν γνωρίζετε την πραγματική φωτεινότητα ενός αντικειμένου, τότε συγκρίνοντάς το με την ορατή φωτεινότητα, μπορείτε να βρείτε την απόσταση. Πιθανώς ο πρώτος που εφάρμοσε αυτή την ιδέα στη μέτρηση των αποστάσεων από τα αστέρια ήταν ο Huygens. Τη νύχτα, παρατήρησε τον Σείριο και κατά τη διάρκεια της ημέρας συνέκρινε τη λάμψη του με μια μικροσκοπική τρύπα στην οθόνη που κάλυπτε τον Ήλιο. Έχοντας επιλέξει το μέγεθος της τρύπας έτσι ώστε και οι δύο φωτεινότητες να συμπίπτουν και συγκρίνοντας τις γωνιακές τιμές της τρύπας και του ηλιακού δίσκου, ο Huygens κατέληξε στο συμπέρασμα ότι ο Σείριος είναι 27.664 φορές πιο μακριά από εμάς από τον Ήλιο. Αυτή είναι 20 φορές μικρότερη από την πραγματική απόσταση. Το σφάλμα οφειλόταν εν μέρει στο γεγονός ότι ο Σείριος είναι στην πραγματικότητα πολύ πιο φωτεινός από τον Ήλιο και εν μέρει λόγω της δυσκολίας σύγκρισης της φωτεινότητας από τη μνήμη.

Μια σημαντική ανακάλυψη στον τομέα των φωτομετρικών μεθόδων συνέβη με την εμφάνιση της φωτογραφίας στην αστρονομία. Στις αρχές του 20ου αιώνα, το Παρατηρητήριο του Κολλεγίου του Χάρβαρντ πραγματοποίησε εργασίες μεγάλης κλίμακας για τον προσδιορισμό της φωτεινότητας των αστεριών από φωτογραφικές πλάκες. Ιδιαίτερη προσοχή δόθηκε στα μεταβλητά αστέρια, των οποίων η φωτεινότητα κυμαίνεται. Μελετώντας μεταβλητά αστέρια μιας ειδικής τάξης - Κηφείδες - στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου, η Henrietta Leavitt παρατήρησε ότι όσο πιο φωτεινά είναι, τόσο μεγαλύτερη είναι η περίοδος διακύμανσης της φωτεινότητάς τους: αστέρια με περίοδο πολλών δεκάδων ημερών αποδείχθηκαν περίπου 40 φορές πιο φωτεινά από αστέρια με περίοδο της τάξης της ημέρας.

Εφόσον όλοι οι Κηφείδες του Λέβιτ βρίσκονταν στο ίδιο αστρικό σύστημα - το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου - θα μπορούσε να θεωρηθεί ότι απομακρύνθηκαν από εμάς στην ίδια (αν και άγνωστη) απόσταση. Αυτό σημαίνει ότι η διαφορά στη φαινομενική φωτεινότητά τους σχετίζεται με πραγματικές διαφορές στη φωτεινότητα. Έμενε να προσδιοριστεί η απόσταση από έναν Κηφείδη με μια γεωμετρική μέθοδο για να βαθμονομηθεί ολόκληρη η εξάρτηση και να μπορέσουμε, μετρώντας την περίοδο, να προσδιορίσουμε την πραγματική φωτεινότητα οποιουδήποτε Κηφείδη, και από αυτήν την απόσταση από το αστέρι και το αστέρι. σύστημα που το περιέχει.

Αλλά, δυστυχώς, δεν υπάρχουν Κηφείδες στην περιοχή της Γης. Το πλησιέστερο από αυτά, το Πολικό Αστέρι, είναι, όπως γνωρίζουμε τώρα, 130 pc από τον Ήλιο, δηλαδή είναι πέρα ​​από τις μετρήσεις της επίγειας παράλλαξης. Αυτό δεν επέτρεψε να ρίξει μια γέφυρα απευθείας από τις παράλλαξεις στους Κηφείδες και οι αστρονόμοι έπρεπε να κατασκευάσουν μια δομή, η οποία τώρα μεταφορικά ονομάζεται σκάλα απόστασης.

Ένα ενδιάμεσο βήμα σε αυτό ήταν ανοιχτά αστρικά σμήνη, συμπεριλαμβανομένων από αρκετές δεκάδες έως εκατοντάδες αστέρια, που συνδέονται με έναν κοινό χρόνο και τόπο γέννησης. Εάν σχεδιάσετε τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητα όλων των αστεριών στο σμήνος σε ένα γράφημα, τα περισσότερα σημεία θα πέσουν σε μια κεκλιμένη γραμμή (ακριβέστερα, μια λωρίδα), η οποία ονομάζεται κύρια ακολουθία. Η θερμοκρασία προσδιορίζεται με υψηλή ακρίβεια από το φάσμα του άστρου και η φωτεινότητα προσδιορίζεται από τη φαινομενική φωτεινότητα και απόσταση. Εάν η απόσταση είναι άγνωστη, το γεγονός και πάλι έρχεται σε βοήθεια ότι όλα τα αστέρια στο σμήνος βρίσκονται σχεδόν στην ίδια απόσταση από εμάς, έτσι ώστε μέσα στο σμήνος, η φαινομενική φωτεινότητα να μπορεί ακόμα να χρησιμοποιηθεί ως μέτρο φωτεινότητας.

Δεδομένου ότι τα αστέρια είναι τα ίδια παντού, οι κύριες ακολουθίες όλων των σμηνών πρέπει να ταιριάζουν. Οι διαφορές οφείλονται μόνο στο γεγονός ότι βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις. Εάν προσδιορίσουμε την απόσταση από ένα από τα συμπλέγματα με μια γεωμετρική μέθοδο, τότε θα μάθουμε πώς μοιάζει η «πραγματική» κύρια ακολουθία και, στη συνέχεια, συγκρίνοντας δεδομένα από άλλες συστάδες με αυτήν, θα προσδιορίσουμε τις αποστάσεις από αυτές. Αυτή η τεχνική ονομάζεται "main sequence fitting". Για μεγάλο χρονικό διάστημα, οι Πλειάδες και οι Υάδες χρησίμευαν ως πρότυπο γι 'αυτό, οι αποστάσεις στις οποίες καθορίστηκαν με τη μέθοδο των ομαδικών παραλλάξεων.

Ευτυχώς για την αστροφυσική, οι Κηφείδες έχουν βρεθεί σε περίπου δύο δωδεκάδες ανοιχτά σμήνη. Επομένως, μετρώντας τις αποστάσεις από αυτές τις συστάδες προσαρμόζοντας την κύρια ακολουθία, μπορεί κανείς να «φτάσει τη σκάλα» στους Κηφείδες, που βρίσκονται στο τρίτο σκαλοπάτι της.

Ως δείκτης αποστάσεων, οι Κηφείδες είναι πολύ βολικοί: υπάρχουν σχετικά πολλοί από αυτούς - μπορούν να βρεθούν σε οποιονδήποτε γαλαξία, ακόμη και σε οποιοδήποτε σφαιρικό σμήνος, και ως γιγάντια αστέρια, είναι αρκετά φωτεινά για να μετρήσουν τις διαγαλαξιακές αποστάσεις από αυτά. Χάρη σε αυτό, έχουν κερδίσει πολλά επίθετα υψηλού προφίλ, όπως «φάροι του σύμπαντος» ή «μίλια της αστροφυσικής». Ο «κυβερνήτης» των Κηφείδων εκτείνεται έως και 20 Mpc - αυτό είναι περίπου εκατό φορές το μέγεθος του Γαλαξία μας. Επιπλέον, δεν μπορούν πλέον να διακριθούν ούτε με τα πιο ισχυρά σύγχρονα όργανα, και για να ανέβεις στο τέταρτο σκαλί της σκάλας απόστασης, χρειάζεσαι κάτι πιο φωτεινό.

ΜΕΘΟΔΟΙ ΜΕΤΡΗΣΗΣ ΑΠΟΣΤΑΣΕΩΝ ΧΩΡΟΥ

Μέχρι τα πέρατα του σύμπαντος

Μία από τις πιο ισχυρές εξωγαλαξιακές μεθόδους για τη μέτρηση των αποστάσεων βασίζεται σε ένα μοτίβο γνωστό ως σχέση Tully-Fisher: όσο πιο φωτεινός είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας, τόσο πιο γρήγορα περιστρέφεται. Όταν ένας γαλαξίας παρατηρείται από άκρη σε άκρη ή σε σημαντική κλίση, η μισή ύλη του κινείται προς εμάς λόγω περιστροφής και η μισή υποχωρεί, γεγονός που οδηγεί σε διεύρυνση των φασματικών γραμμών λόγω του φαινομένου Doppler. Αυτή η επέκταση καθορίζει την ταχύτητα περιστροφής, σύμφωνα με αυτήν - τη φωτεινότητα, και στη συνέχεια από μια σύγκριση με τη φαινομενική φωτεινότητα - την απόσταση από τον γαλαξία. Και, φυσικά, για τη βαθμονόμηση αυτής της μεθόδου χρειάζονται γαλαξίες, οι αποστάσεις από τους οποίους έχουν ήδη μετρηθεί χρησιμοποιώντας Κηφείδες. Η μέθοδος Tully-Fisher είναι πολύ μεγάλης εμβέλειας και καλύπτει γαλαξίες που βρίσκονται εκατοντάδες megaparsec μακριά από εμάς, αλλά έχει επίσης ένα όριο, καθώς δεν είναι δυνατό να αποκτήσουμε αρκετά φάσματα υψηλής ποιότητας για πολύ μακρινούς και αμυδρά γαλαξίες.

Σε ένα κάπως μεγαλύτερο εύρος αποστάσεων, λειτουργεί ένα άλλο «τυποποιημένο κερί» - οι σουπερνόβα τύπου Ia. Οι λάμψεις τέτοιων σουπερνόβα είναι «ίδιου τύπου» θερμοπυρηνικές εκρήξεις λευκών νάνων με μάζα ελαφρώς μεγαλύτερη από την κρίσιμη (1,4 ηλιακές μάζες). Επομένως, δεν υπάρχει λόγος να διαφέρουν πολύ ως προς την ισχύ τους. Οι παρατηρήσεις τέτοιων σουπερνόβα σε κοντινούς γαλαξίες, οι αποστάσεις από τις οποίες μπορούν να προσδιοριστούν από τους Κηφείδες, φαίνεται να επιβεβαιώνουν αυτή τη σταθερότητα, και ως εκ τούτου οι κοσμικές θερμοπυρηνικές εκρήξεις χρησιμοποιούνται πλέον ευρέως για τον προσδιορισμό των αποστάσεων. Είναι ορατά ακόμη και δισεκατομμύρια παρσέκ από εμάς, αλλά ποτέ δεν ξέρεις την απόσταση μέχρι τον οποίο μπορείς να μετρήσεις τον γαλαξία, γιατί δεν είναι γνωστό εκ των προτέρων πού ακριβώς θα ξεσπάσει ο επόμενος σουπερνόβα.

Μέχρι στιγμής, μόνο μία μέθοδος επιτρέπει την περαιτέρω κίνηση - μετατοπίσεις στο κόκκινο. Η ιστορία της, όπως και η ιστορία των Κηφείδων, ξεκινά ταυτόχρονα με τον 20ό αιώνα. Το 1915, ο Αμερικανός Westo Slifer, μελετώντας τα φάσματα των γαλαξιών, παρατήρησε ότι στους περισσότερους από αυτούς οι γραμμές είναι μετατοπισμένες στο κόκκινο σε σχέση με τη θέση «εργαστηρίου». Το 1924, ο Γερμανός Karl Wirtz παρατήρησε ότι αυτή η μετατόπιση είναι όσο ισχυρότερη, τόσο μικρότερο είναι το γωνιακό μέγεθος του γαλαξία. Ωστόσο, μόνο ο Edwin Hubble το 1929 κατάφερε να φέρει αυτά τα δεδομένα σε μια ενιαία εικόνα. Σύμφωνα με το φαινόμενο Doppler, η μετατόπιση των γραμμών στο φάσμα σημαίνει ότι το αντικείμενο απομακρύνεται από εμάς. Συγκρίνοντας τα φάσματα των γαλαξιών με τις αποστάσεις από αυτούς, που καθορίζονται από τους Κηφείδες, ο Hubble διατύπωσε τον νόμο: η ταχύτητα της απομάκρυνσης ενός γαλαξία είναι ανάλογη με την απόσταση από αυτόν. Ο συντελεστής αναλογικότητας σε αυτόν τον λόγο ονομάζεται σταθερά Hubble.

Έτσι, ανακαλύφθηκε η διαστολή του Σύμπαντος και μαζί της η δυνατότητα προσδιορισμού των αποστάσεων από τους γαλαξίες από τα φάσματα τους, φυσικά, υπό την προϋπόθεση ότι η σταθερά Hubble συνδέεται με κάποιους άλλους «κυβερνήτες». Ο ίδιος ο Χαμπλ εκτέλεσε αυτό το δέσιμο με ένα σφάλμα σχεδόν τάξης μεγέθους, το οποίο διορθώθηκε μόνο στα μέσα της δεκαετίας του 1940, όταν έγινε σαφές ότι οι Κηφείδες χωρίζονται σε διάφορους τύπους με διαφορετικές αναλογίες «περιόδου-φωτεινότητας». Η βαθμονόμηση πραγματοποιήθηκε εκ νέου με βάση τους «κλασικούς» Κηφείδες και μόνο τότε η τιμή της σταθεράς Hubble πλησίασε τις σύγχρονες εκτιμήσεις: 50–100 km/s ανά megaparsec απόστασης από τον γαλαξία.

Τώρα, οι μετατοπίσεις στο κόκκινο χρησιμοποιούνται για τον προσδιορισμό των αποστάσεων από γαλαξίες που βρίσκονται χιλιάδες megaparsec μακριά από εμάς. Είναι αλήθεια ότι αυτές οι αποστάσεις υποδεικνύονται σε megaparsec μόνο σε δημοφιλή άρθρα. Το γεγονός είναι ότι εξαρτώνται από το μοντέλο της εξέλιξης του Σύμπαντος που υιοθετήθηκε στους υπολογισμούς, και επιπλέον, στο διαστελλόμενο διάστημα δεν είναι απολύτως σαφές ποια απόσταση εννοείται: αυτή στην οποία βρισκόταν ο γαλαξίας τη στιγμή της εκπομπής ακτινοβολίας , ή αυτή στην οποία βρίσκεται τη στιγμή της πρόσληψής του στη Γη, ή την απόσταση που διανύει το φως κατά τη διαδρομή από το σημείο εκκίνησης μέχρι το τελικό σημείο. Επομένως, οι αστρονόμοι προτιμούν να υποδεικνύουν για μακρινά αντικείμενα μόνο την άμεσα παρατηρούμενη τιμή μετατόπισης στο κόκκινο, χωρίς να τη μετατρέπουν σε megaparsec.

Οι μετατοπίσεις στο κόκκινο είναι επί του παρόντος η μόνη μέθοδος για τον υπολογισμό των «κοσμολογικών» αποστάσεων συγκρίσιμων με το «μέγεθος του Σύμπαντος», και ταυτόχρονα, αυτή είναι ίσως η πιο διαδεδομένη τεχνική. Τον Ιούλιο του 2007, δημοσιεύτηκε ένας κατάλογος μετατοπίσεων στο κόκκινο των 77.418.767 γαλαξιών. Ωστόσο, κατά τη δημιουργία του, χρησιμοποιήθηκε μια κάπως απλουστευμένη αυτόματη τεχνική για την ανάλυση φασμάτων και επομένως τα σφάλματα θα μπορούσαν να εισχωρήσουν σε ορισμένες τιμές.

Ομαδικό παιχνίδι

Οι γεωμετρικές μέθοδοι για τη μέτρηση των αποστάσεων δεν περιορίζονται στην ετήσια παράλλαξη, στην οποία οι φαινομενικές γωνιακές μετατοπίσεις των άστρων συγκρίνονται με τις κινήσεις της Γης στην τροχιά της. Μια άλλη προσέγγιση βασίζεται στην κίνηση του Ήλιου και των αστεριών σε σχέση μεταξύ τους. Φανταστείτε ένα αστρικό σμήνος να πετά δίπλα από τον Ήλιο. Σύμφωνα με τους νόμους της προοπτικής, οι ορατές τροχιές των αστεριών του, όπως οι ράγες στον ορίζοντα, συγκλίνουν σε ένα σημείο - το ακτινοβόλο. Η θέση του υποδεικνύει τη γωνία με την οποία το σύμπλεγμα πετά προς τη γραμμή όρασης. Γνωρίζοντας αυτή τη γωνία, μπορεί κανείς να αποσυνθέσει την κίνηση των αστεριών στο σμήνος σε δύο συστατικά - κατά μήκος της οπτικής γραμμής και κάθετα σε αυτήν κατά μήκος της ουράνιας σφαίρας - και να προσδιορίσει την αναλογία μεταξύ τους. Η ακτινική ταχύτητα των άστρων σε χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο μετριέται με το φαινόμενο Doppler και, λαμβάνοντας υπόψη την αναλογία που βρέθηκε, υπολογίζεται η προβολή της ταχύτητας στον ουρανό - επίσης σε χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Απομένει να συγκρίνουμε αυτές τις γραμμικές ταχύτητες των άστρων με τις γωνιακές ταχύτητες που προσδιορίζονται από τα αποτελέσματα μακροπρόθεσμων παρατηρήσεων και η απόσταση θα γίνει γνωστή! Αυτή η μέθοδος λειτουργεί έως και αρκετές εκατοντάδες parsec, αλλά εφαρμόζεται μόνο σε αστρικά σμήνη και επομένως ονομάζεται μέθοδος ομαδικής παράλλαξης. Έτσι μετρήθηκαν για πρώτη φορά οι αποστάσεις από τις Υάδες και τις Πλειάδες.

Κάτω από τις σκάλες που οδηγούν προς τα πάνω

Χτίζοντας τη σκάλα μας προς τις παρυφές του σύμπαντος, σιωπήσαμε για το θεμέλιο στο οποίο στηρίζεται. Εν τω μεταξύ, η μέθοδος της παράλλαξης δίνει την απόσταση όχι σε μέτρα αναφοράς, αλλά σε αστρονομικές μονάδες, δηλαδή στις ακτίνες της τροχιάς της γης, η τιμή της οποίας επίσης δεν προσδιορίστηκε αμέσως. Ας κοιτάξουμε λοιπόν πίσω και ας κατεβούμε τη σκάλα των κοσμικών αποστάσεων στη Γη.

Πιθανώς ο πρώτος που προσδιόρισε την απόσταση του Ήλιου ήταν ο Αρίσταρχος της Σάμου, ο οποίος πρότεινε το ηλιοκεντρικό σύστημα του κόσμου μιάμιση χιλιάδες χρόνια πριν από τον Κοπέρνικο. Αποδείχθηκε ότι ο Ήλιος είναι 20 φορές πιο μακριά από εμάς από τη Σελήνη. Αυτή η εκτίμηση, όπως γνωρίζουμε τώρα, υποτιμημένη κατά 20 φορές, κράτησε μέχρι την εποχή του Κέπλερ. Αν και ο ίδιος δεν μέτρησε την αστρονομική μονάδα, σημείωσε ήδη ότι ο Ήλιος θα έπρεπε να είναι πολύ πιο μακριά από ό,τι νόμιζε ο Αρίσταρχος (και όλοι οι άλλοι αστρονόμοι τον ακολούθησαν).

Η πρώτη περισσότερο ή λιγότερο αποδεκτή εκτίμηση της απόστασης από τη Γη στον Ήλιο ελήφθη από τους Jean Dominique Cassini και Jean Richet. Το 1672, κατά τη διάρκεια της αντίθεσης του Άρη, μέτρησαν τη θέση του ενάντια στα αστέρια ταυτόχρονα από το Παρίσι (Cassini) και το Cayenne (Richet). Η απόσταση από τη Γαλλία στη Γαλλική Γουιάνα χρησίμευσε ως βάση ενός παραλλακτικού τριγώνου, από το οποίο προσδιόρισαν την απόσταση μέχρι τον Άρη και στη συνέχεια υπολόγισαν την αστρονομική μονάδα από τις εξισώσεις της ουράνιας μηχανικής, που εξάγουν μια τιμή 140 εκατομμυρίων χιλιομέτρων.

Κατά τους επόμενους δύο αιώνες, οι διελεύσεις της Αφροδίτης μέσω του ηλιακού δίσκου έγιναν το κύριο εργαλείο για τον προσδιορισμό της κλίμακας του ηλιακού συστήματος. Παρατηρώντας τα ταυτόχρονα από διαφορετικά μέρη του πλανήτη, είναι δυνατός ο υπολογισμός της απόστασης από τη Γη στην Αφροδίτη, και ως εκ τούτου όλες τις άλλες αποστάσεις στο ηλιακό σύστημα. Στους XVIII-XIX αιώνες, αυτό το φαινόμενο παρατηρήθηκε τέσσερις φορές: το 1761, το 1769, το 1874 και το 1882. Αυτές οι παρατηρήσεις έγιναν ένα από τα πρώτα διεθνή επιστημονικά έργα. Εξοπλίστηκαν αποστολές μεγάλης κλίμακας (η αγγλική αποστολή του 1769 οδηγήθηκε από τον διάσημο Τζέιμς Κουκ), δημιουργήθηκαν ειδικοί σταθμοί παρατήρησης ... Και αν στα τέλη του 18ου αιώνα η Ρωσία παρείχε μόνο στους Γάλλους επιστήμονες την ευκαιρία να παρατηρήσουν το πέρασμα από την επικράτειά της (από το Tobolsk), στη συνέχεια το 1874 και το 1882 Ρώσοι επιστήμονες έχουν ήδη λάβει ενεργό μέρος στην έρευνα. Δυστυχώς, η εξαιρετική πολυπλοκότητα των παρατηρήσεων έχει οδηγήσει σε σημαντική απόκλιση στις εκτιμήσεις της αστρονομικής μονάδας - από περίπου 147 έως 153 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Μια πιο αξιόπιστη τιμή - 149,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα - λήφθηκε μόνο στο γύρισμα του 19ου-20ου αιώνα από παρατηρήσεις αστεροειδών. Και, τέλος, πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι τα αποτελέσματα όλων αυτών των μετρήσεων βασίστηκαν στη γνώση του μήκους της βάσης, στον ρόλο της οποίας, κατά τη μέτρηση της αστρονομικής μονάδας, έδρασε η ακτίνα της Γης. Έτσι, στο τέλος, τα θεμέλια της κλίμακας των κοσμικών αποστάσεων τέθηκαν από τους τοπογράφους.

Μόνο στο δεύτερο μισό του 20ου αιώνα εμφανίστηκαν στη διάθεση των επιστημόνων θεμελιωδώς νέες μέθοδοι για τον προσδιορισμό των κοσμικών αποστάσεων - λέιζερ και ραντάρ. Κατέστησαν δυνατή την αύξηση της ακρίβειας των μετρήσεων στο ηλιακό σύστημα εκατοντάδες χιλιάδες φορές. Το σφάλμα του ραντάρ για τον Άρη και την Αφροδίτη είναι αρκετά μέτρα και η απόσταση από τους γωνιακούς ανακλαστήρες που είναι εγκατεστημένοι στη Σελήνη μετριέται εντός εκατοστών. Η επί του παρόντος αποδεκτή αξία της αστρονομικής μονάδας είναι 149.597.870.691 μέτρα.

Η δύσκολη μοίρα του «Ιππαρχου»

Μια τέτοια ριζική πρόοδος στη μέτρηση της αστρονομικής μονάδας έθεσε το ζήτημα των αποστάσεων από τα αστέρια με έναν νέο τρόπο. Η ακρίβεια του προσδιορισμού των παραλλαξών περιορίζεται από την ατμόσφαιρα της Γης. Επομένως, πίσω στη δεκαετία του 1960, προέκυψε η ιδέα να φέρουμε ένα γωνιομετρικό όργανο στο διάστημα. Πραγματοποιήθηκε το 1989 με την εκτόξευση του ευρωπαϊκού αστρομετρικού δορυφόρου Ίππαρχος. Αυτό το όνομα είναι μια καθιερωμένη, αν και τυπικά όχι αρκετά σωστή μετάφραση του αγγλικού ονόματος HIPPARCOS, το οποίο είναι συντομογραφία του High Precision Parallax Collecting Satellite («δορυφόρος για τη συλλογή παραλλαγών υψηλής ακρίβειας») και δεν συμπίπτει με την αγγλική ορθογραφία του το όνομα του διάσημου αρχαίου Έλληνα αστρονόμου - Ίππαρχου, του συγγραφέα του πρώτου καταλόγου αστεριών.

Οι δημιουργοί του δορυφόρου έθεσαν στους εαυτούς τους ένα πολύ φιλόδοξο καθήκον: να μετρήσουν τις παράλλαξεις περισσότερων από 100 χιλιάδων αστεριών με ακρίβεια χιλιοστού του δευτερολέπτου, δηλαδή να «πλησιάσουν» τα αστέρια που βρίσκονται σε εκατοντάδες παρσέκ από τη Γη. Ήταν απαραίτητο να αποσαφηνιστούν οι αποστάσεις από πολλά ανοιχτά αστρικά σμήνη, ιδιαίτερα τις Υάδες και τις Πλειάδες. Αλλά το πιο σημαντικό, έγινε δυνατό να «πηδήξουμε πάνω από το βήμα» μετρώντας απευθείας τις αποστάσεις από τους ίδιους τους Κηφείδες.

Η αποστολή ξεκίνησε με προβλήματα. Λόγω αστοχίας στο ανώτερο στάδιο, ο Ίππαρχος δεν εισήλθε στην υπολογισμένη γεωστατική τροχιά και παρέμεινε σε μια ενδιάμεση εξαιρετικά επιμήκη τροχιά. Οι ειδικοί της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος κατάφεραν ωστόσο να αντιμετωπίσουν την κατάσταση και το τροχιακό αστρομετρικό τηλεσκόπιο λειτούργησε με επιτυχία για 4 χρόνια. Η επεξεργασία των αποτελεσμάτων διήρκεσε το ίδιο ποσό και το 1997 δημοσιεύτηκε ένας αστρικός κατάλογος με παράλλαξεις και σωστές κινήσεις 118.218 φωτιστικών, συμπεριλαμβανομένων περίπου διακόσιων Κηφείδων.

Δυστυχώς, σε μια σειρά ζητημάτων δεν έχει έρθει ακόμη η επιθυμητή σαφήνεια. Το αποτέλεσμα για τις Πλειάδες αποδείχθηκε το πιο ακατανόητο - υποτέθηκε ότι ο Ίππαρχος θα διευκρίνιζε την απόσταση, η οποία προηγουμένως υπολογιζόταν σε 130-135 parsecs, αλλά στην πράξη αποδείχθηκε ότι ο Ίππαρχος το διόρθωσε, λαμβάνοντας τιμή μόνο 118 parsecs. Η αποδοχή της νέας τιμής θα απαιτούσε προσαρμογές τόσο στη θεωρία της αστρικής εξέλιξης όσο και στην κλίμακα των διαγαλαξιακών αποστάσεων. Αυτό θα ήταν ένα σοβαρό πρόβλημα για την αστροφυσική και η απόσταση από τις Πλειάδες άρχισε να ελέγχεται προσεκτικά. Μέχρι το 2004, αρκετές ομάδες είχαν λάβει ανεξάρτητα εκτιμήσεις της απόστασης από το σύμπλεγμα στην περιοχή από 132 έως 139 pc. Άρχισαν να ακούγονται προσβλητικές φωνές με υποδείξεις ότι οι συνέπειες της τοποθέτησης του δορυφόρου σε λάθος τροχιά δεν μπορούσαν να εξαλειφθούν πλήρως. Έτσι, σε γενικές γραμμές, τέθηκαν υπό αμφισβήτηση όλες οι παραλλαγές που μετρήθηκαν από αυτόν.

Η ομάδα του Hipparchus αναγκάστηκε να παραδεχτεί ότι οι μετρήσεις ήταν γενικά ακριβείς, αλλά ίσως χρειαστεί να υποβληθούν σε νέα επεξεργασία. Το θέμα είναι ότι οι παράλλαξεις δεν μετρώνται απευθείας στη διαστημική αστρομετρία. Αντίθετα, ο Ίππαρχος μέτρησε τις γωνίες μεταξύ πολλών ζευγών αστέρων ξανά και ξανά για τέσσερα χρόνια. Αυτές οι γωνίες αλλάζουν τόσο λόγω της παραλλακτικής μετατόπισης όσο και λόγω των σωστών κινήσεων των αστεριών στο διάστημα. Για να «βγάλουμε» ακριβώς τις τιμές των παραλλαγών από τις παρατηρήσεις, απαιτείται μια μάλλον περίπλοκη μαθηματική επεξεργασία. Αυτό έπρεπε να επαναλάβω. Τα νέα αποτελέσματα δημοσιεύθηκαν στα τέλη Σεπτεμβρίου 2007, αλλά δεν είναι ακόμη σαφές πόση βελτίωση έχει επιφέρει αυτό.

Όμως τα προβλήματα του Ίππαρχου δεν τελειώνουν εκεί. Οι παραλλαγές των Κηφείδων που προσδιορίστηκαν από αυτόν αποδείχθηκαν ανεπαρκώς ακριβείς για μια σίγουρη βαθμονόμηση της αναλογίας «περιόδου-φωτεινότητας». Έτσι, ο δορυφόρος απέτυχε να λύσει το δεύτερο έργο που αντιμετώπιζε. Ως εκ τούτου, πολλά νέα έργα διαστημικής αστρομετρίας εξετάζονται επί του παρόντος στον κόσμο. Το ευρωπαϊκό έργο Gaia, το οποίο έχει προγραμματιστεί να ξεκινήσει το 2012, είναι το πλησιέστερο στην υλοποίηση. Η αρχή λειτουργίας του είναι η ίδια με αυτή του Ίππαρχου - επαναλαμβανόμενες μετρήσεις των γωνιών μεταξύ ζευγών αστέρων. Ωστόσο, χάρη στην ισχυρή οπτική, θα μπορεί να παρατηρεί πολύ πιο αμυδρά αντικείμενα και η χρήση της μεθόδου συμβολομετρίας θα αυξήσει την ακρίβεια των μετρήσεων της γωνίας σε δεκάδες μικροδευτερόλεπτα τόξου. Υποτίθεται ότι η Gaia θα είναι σε θέση να μετρήσει τις χιλιοπαρσέκες αποστάσεις με σφάλμα όχι μεγαλύτερο από 20% και θα καθορίσει τις θέσεις περίπου ενός δισεκατομμυρίου αντικειμένων για αρκετά χρόνια εργασίας. Έτσι, θα κατασκευαστεί ένας τρισδιάστατος χάρτης σημαντικού τμήματος του Γαλαξία.

Το σύμπαν του Αριστοτέλη κατέληγε σε εννέα αποστάσεις από τη Γη στον Ήλιο. Ο Κοπέρνικος πίστευε ότι τα αστέρια ήταν 1.000 φορές πιο μακριά από τον ήλιο. Οι παράλλακες απώθησαν ακόμη και τα πιο κοντινά αστέρια κατά έτη φωτός. Στις αρχές κιόλας του 20ου αιώνα, ο Αμερικανός αστρονόμος Χάρλοου Σάπλεϊ, χρησιμοποιώντας Κηφείδες, προσδιόρισε ότι η διάμετρος του Γαλαξία (τον οποίο ταύτισε με το Σύμπαν) μετρήθηκε σε δεκάδες χιλιάδες έτη φωτός και χάρη στο Χαμπλ, τα όρια του Σύμπαντος επεκτάθηκε σε αρκετά gigaparsec. Πόσο οριστικοί είναι;

Φυσικά, κάθε βαθμίδα της κλίμακας απόστασης έχει τα δικά του, μεγαλύτερα ή μικρότερα σφάλματα, αλλά γενικά, οι κλίμακες του Σύμπαντος είναι καλά καθορισμένες, επαληθεύονται με διάφορες ανεξάρτητες μεθόδους και αθροίζονται σε μια ενιαία συνεπή εικόνα. Έτσι τα σημερινά όρια του σύμπαντος φαίνονται ακλόνητα. Ωστόσο, αυτό δεν σημαίνει ότι μια μέρα δεν θα θέλουμε να μετρήσουμε την απόσταση από αυτό σε κάποιο γειτονικό σύμπαν!

Shklovsky I.S., Dmitry Wiebe. Γη (Sol III).

Με βάση τα υλικά: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. «Σύμπαν, ζωή, μυαλό» / Εκδ. N.S. Kardashev and V.I. Moroza - 6η έκδ.

Κλίμακες αποστάσεων στο Σύμπαν. Μέθοδοι εκτίμησης μεγεθών και αποστάσεων

Το άπειρο και η απεραντοσύνη του Σύμπαντος προκαλούν ένα αίσθημα θαυμασμού και δέους.

Έτσι, ο Γερμανός φυσικός, ο εφευρέτης της αντλίας αέρα, που έδειξε την ύπαρξη πίεσης αέρα (πείραμα με τα ημισφαίρια του Μαγδεμβούργου ʼʼ) και μελέτησε πολλές ᴇᴦο ιδιότητες, ο O. von Guericke έκανε πειράματα για να αποδείξει ότι το Σύμπαν είναι άδειο, πανταχού παρόν και άπειρο. Αυτό έρχεται σε αντίθεση με την επιστήμη των αρχών του 17ου αιώνα. Έγραψε ότι ο ᴇᴦο, σε μια προσπάθεια να γνωρίσει τη δομή του κόσμου, συγκλονίστηκε πρώτα από όλα από την αφάνταστη έκταση

Σύμπαν. Ήταν αυτή που του ξύπνησε μια στοιχειωμένη επιθυμία να είναι σίγουρος τι είναι αυτό που απλώνεται ανάμεσα στα ουράνια σώματα˸ ʼʼΤι είναι στην ουσία; Περιέχει όμως τα πάντα και δίνει χώρο ύπαρξης και ύπαρξης. Ίσως πρόκειται για κάποιο είδος πύρινης ουράνιας ύλης, στερεή (όπως ισχυρίστηκαν οι Αριστοτέλειοι), υγρή (όπως νομίζουν ο Κοπέρνικος και ο Τύχο Μπράχε), ή κάποιο είδος διαφανούς πέμπτης ουσίας; Ή ο χώρος είναι ελεύθερος από κάθε ύλη, δηλ. υπάρχει ένα διαρκώς αρνούμενο κενόʼʼ.

Οι αποστάσεις στον κόσμο των άστρων μετρώνται σε έτη φωτός (1 έτος φωτός ≈ ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 km) ή σε παρσέκ (1 pc = 3,26 έτη φωτός = 206 265 AU = = 3, 1 ‣‣‣ 1 Μ). Απόσταση από τη Γη στον Ήλιο σε 1 AU (αστρονομική μονάδα) ≈ 150 εκατομμύρια km, ᴇᴦο φως ταξιδεύει σε 8,5 λεπτά. Το φεγγάρι βρίσκεται σε απόσταση περίπου 1 St. s, ή 384 χιλιάδες km, ή 60 ακτίνες της Γης. Η διάμετρος του ηλιακού συστήματος είναι αρκετές ώρες φωτός και το πλησιέστερο αστέρι (Εγγύς του αστερισμού του Κενταύρου) βρίσκεται σε απόσταση περίπου 4 ωρών φωτός. χρόνια.

Στην αρχαιότητα, διαφορετικοί λαοί είχαν διαφορετικές ιδέες για τη Γη και το σχήμα της. Έτσι, οι Ινδουιστές φαντάζονταν τη Γη σαν ένα αεροπλάνο που βρίσκεται στις πλάτες των ελεφάντων. οι κάτοικοι της Βαβυλώνας - με τη μορφή ενός βουνού, στη δυτική πλαγιά του οποίου είναι η Βαβυλωνία. Εβραίοι - με τη μορφή μιας πεδιάδας, κ.λπ. Αλλά σε κάθε περίπτωση, πίστευαν ότι σε κάποιο σημείο ο ουράνιος τρούλος συνδέεται με το στερέωμα της γης. Η επιστήμη της Γης, η γεωγραφία, οφείλει την εμφάνιση και την ανάπτυξή της στους αρχαίους Έλληνες, που αντιπροσώπευαν τον κόσμο με τη μορφή στρογγυλής τούρτας με την Ελλάδα στο κέντρο. Ο Εκάτης της Μιλήτου υπολόγισε ακόμη και τη διάμετρό του - 8000 km. Για τους μακρινούς μας προγόνους, ο προσανατολισμός στο διάστημα είχε μεγάλη σημασία. Η παραγγελία παρείχε ασφάλεια.

Στη Μεσοποταμία και την Αίγυπτο, οι παρατηρήσεις του ουρανού ήταν προνόμιο των ιερέων και συνδέονταν με την αστρολογία. Οι άνθρωποι παρατήρησαν ότι οι πλανήτες κινούνται με φόντο τα αστέρια (από την ελληνική. πλανήτες- περιπλάνηση). Άρχισαν να φτιάχνουν μοντέλα του παγκόσμιου χώρου που περιβάλλει ένα άτομο, μοντέλα του κόσμου. Ο άνθρωπος και, κατά συνέπεια, η Γη μας τοποθετήθηκαν στο κέντρο του Κόσμου. Μια τέτοια διακεκριμένη θέση ενός ατόμου αντιστοιχούσε στις ιδέες του παρατηρητή. Ο Αριστοτέλης έδωσε μια φυσική-φιλοσοφική αιτιολόγηση για ένα τέτοιο σύστημα· αντιπροσώπευε τον κόσμο ως έναν μεγάλο αριθμό υλικών σφαιρών που συνδέονται μεταξύ τους, καθεμία από τις οποίες υπακούει στους δικούς της νόμους. Δεν μπορούσε να εξηγήσει τη φαινομενική κίνηση των ουράνιων σωμάτων από την ανατολή προς τη δύση και περιορίστηκε στη δήλωση ˸ ʼʼΗ φύση εφαρμόζει πάντα τις καλύτερες δυνατότητεςʼ. Ένας άλλος μαθητής του Πλάτωνα, ο Εύδοξος, προσπάθησε να βρει την κινηματική των πλανητών με βάση την υπόθεση της κίνησης κατά μήκος μιας ιδανικής καμπύλης - ενός κύκλου. Για να γίνει αυτό, έπρεπε να επιλέξει τις ταχύτητες και τις κατευθύνσεις κίνησης τριών (και στη συνέχεια επτά) σφαιρών για να περιγράψει τη φαινομενική κίνηση του Ήλιου και της Σελήνης και 26 σφαιρών για τους πλανήτες. Ο Αριστοτέλης χρησιμοποίησε ήδη 56 σφαίρες και ο μαθηματικός Απολλώνιος πρότεινε τη θεωρία των επικύκλων: ο πλανήτης κινείται σε μια κυκλική τροχιά, το κέντρο της οποίας περιγράφει έναν κύκλο γύρω από τη Γη. Αυτό το σύστημα αναπτύχθηκε από τον διάσημο αστρονόμο Ίππαρχο, ο οποίος συνέταξε τον πρώτο κατάλογο με 850 αστέρια, αναγνώρισε τους αστερισμούς και ανακάλυψε τη μετάπτωση του άξονα της γης. Θεωρείται ένας από τους ιδρυτές της αστρονομίας. Στον Αριστοτέλη δεν είναι όλα

Κλίμακες αποστάσεων στο Σύμπαν. Μέθοδοι εκτίμησης μεγεθών και αποστάσεων - έννοια και τύποι. Ταξινόμηση και χαρακτηριστικά της κατηγορίας "Κλίμακες αποστάσεων στο Σύμπαν. Μέθοδοι εκτίμησης μεγεθών και αποστάσεων" 2015, 2017-2018.