Mida me teame universumist, milline on kosmos? Universum on inimmõistusele raskesti hoomatav piiritu maailm, mis tundub ebareaalne ja mittemateriaalne. Tegelikult ümbritseb meid mateeria, mis on ruumis ja ajas piiritu, võimeline võtma erinevaid vorme. Selleks, et mõista avakosmose tegelikku ulatust, universumi toimimist, universumi struktuuri ja evolutsiooniprotsesse, peame ületama oma maailmavaate läve, vaatama meid ümbritsevat maailma teistsuguse pilguga. nurga all, seestpoolt.

Pilk Maalt kosmose tohututele avarustele

Universumi teke: esimesed sammud

Ruum, mida me teleskoopide kaudu vaatleme, on vaid osa täheuniversumist, nn Megagalaktikast. Hubble'i kosmoloogilise horisondi parameetrid on kolossaalsed – 15-20 miljardit valgusaastat. Need andmed on ligikaudsed, kuna evolutsiooni käigus universum pidevalt paisub. Universumi paisumine toimub keemiliste elementide ja kosmilise mikrolaine taustkiirguse leviku kaudu. Universumi struktuur muutub pidevalt. Kosmoses tekivad galaktikate parved, universumi objektid ja kehad on miljardid tähed, mis moodustavad lähikosmose elemendid - planeetide ja satelliitidega tähesüsteemid.

Kus on algus? Kuidas universum tekkis? Arvatavasti on Universumi vanus 20 miljardit aastat. Võimalik, et kosmilise aine allikaks sai kuum ja tihe protoaine, mille kobar ühel hetkel plahvatas. Plahvatuse tagajärjel tekkinud väikseimad osakesed hajusid igas suunas ja jätkavad meie aja jooksul epitsentrist eemaldumist. Suure Paugu teooria, mis praegu domineerib teadusringkondades, on Universumi tekkeprotsessi kõige täpsem kirjeldus. Kosmilise kataklüsmi tagajärjel tekkinud aine oli heterogeenne mass, mis koosnes väikseimatest ebastabiilsetest osakestest, mis põrkudes ja hajudes hakkasid omavahel suhtlema.

Suur Pauk on universumi tekketeooria, mis selgitab selle teket. Selle teooria kohaselt oli algselt teatud kogus ainet, mis teatud protsesside tulemusena plahvatas kolossaalse jõuga, paisates ümbritsevasse ruumi laiali emamassi.

Mõni aeg hiljem on kosmiliste standardite järgi – maise kronoloogia järgi hetkega – miljoneid aastaid saabunud kosmose materialiseerumise etapp. Millest universum koosneb? Dispergeeritud aine hakkas koonduma suurteks ja väikesteks hüübideks, mille asemele hakkasid hiljem ilmuma universumi esimesed elemendid, tohutud gaasimassid - tulevaste tähtede lasteaed. Enamasti on materiaalsete objektide moodustumise protsess universumis seletatav füüsika ja termodünaamika seadustega, kuid on mitmeid punkte, mida ei saa veel seletada. Näiteks miks ühes ruumiosas on paisuv aine rohkem koondunud, samas kui teises universumi osas on aine väga haruldane. Nendele küsimustele saab vastuseid alles siis, kui saab selgeks suurte ja väikeste kosmoseobjektide tekkemehhanism.

Nüüd seletatakse universumi tekkeprotsessi universumi seaduste toimega. Gravitatsiooniline ebastabiilsus ja energia erinevates piirkondades vallandas prototähtede tekke, mis omakorda moodustasid tsentrifugaaljõudude ja gravitatsiooni mõjul galaktikaid. Teisisõnu, samal ajal kui aine jätkus ja laieneb, algasid kokkusurumisprotsessid gravitatsioonijõudude mõjul. Gaasipilvede osakesed hakkasid koonduma kujuteldava keskuse ümber, moodustades lõpuks uue tihendi. Selle hiiglasliku ehitusplatsi ehitusmaterjaliks on molekulaarne vesinik ja heelium.

Universumi keemilised elemendid on esmane ehitusmaterjal, millest hiljem universumi objektide moodustumine alguse sai.

Edasi hakkab kehtima termodünaamika seadus, aktiveeruvad lagunemis- ja ionisatsiooniprotsessid. Vesiniku ja heeliumi molekulid lagunevad aatomiteks, millest gravitatsioonijõudude mõjul moodustub prototähe tuum. Need protsessid on Universumi seadused ja on võtnud ahelreaktsiooni vormi, mis toimub universumi kõigis kaugemates nurkades, täites universumi miljardite, sadade miljardite tähtedega.

Universumi evolutsioon: esiletõstmised

Tänapäeval levib teadusringkondades hüpotees nende olekute tsüklilisuse kohta, millest Universumi ajalugu on kootud. Protomaterjali plahvatuse tagajärjel tekkinud gaasikogumid muutusid tähtede lasteaiaks, mis omakorda moodustas arvukalt galaktikaid. Olles aga jõudnud teatud faasi, hakkab mateeria Universumis püüdlema oma algse, kontsentreeritud oleku poole, s.t. Plahvatusele ja sellele järgnevale aine paisumisele ruumis järgneb kokkusurumine ja naasmine ülitihedasse olekusse, lähtepunkti. Edaspidi kõik kordub, sünnile järgneb finaal ja nii palju miljardeid aastaid lõpmatuseni.

Universumi algus ja lõpp vastavalt universumi evolutsiooni tsüklilisusele

Olles aga välja jätnud lahtiseks küsimuseks jääva Universumi tekke teema, peaksime liikuma edasi universumi ehituse juurde. XX sajandi 30ndatel sai selgeks, et kosmos on jagatud piirkondadeks - galaktikateks, mis on tohutud moodustised, millest igaühel on oma tähepopulatsioon. Kuid galaktikad ei ole staatilised objektid. Galaktikate paisumiskiirus Universumi kujuteldavast keskpunktist muutub pidevalt, millest annab tunnistust osade lähenemine ja teiste eemaldumine üksteisest.

Kõik need protsessid kestavad maise elu kestuse seisukohalt väga aeglaselt. Teaduse ja nende hüpoteeside seisukohalt toimuvad kõik evolutsiooniprotsessid kiiresti. Tavapäraselt võib universumi evolutsiooni jagada neljaks etapiks - ajastuteks:

• hadronite ajastu;
• leptoni ajastu;
• footoni ajastu;
• tähe ajastu.

Kosmiline ajaskaala ja universumi areng, mille järgi saab seletada kosmoseobjektide välimust

Esimeses etapis kontsentreeriti kogu aine ühte suurde tuumapiiska, mis koosnes osakestest ja antiosakestest, mis ühendati rühmadeks - hadroniteks (prootonid ja neutronid). Osakeste ja antiosakeste suhe on ligikaudu 1:1,1. Siis tuleb osakeste ja antiosakeste hävitamise protsess. Ülejäänud prootonid ja neutronid on ehitusmaterjal, millest universum moodustub. Hadronite ajastu kestus on tühine, ainult 0,0001 sekundit - plahvatusliku reaktsiooni periood.

Lisaks algab 100 sekundi pärast elementide sünteesiprotsess. Miljard kraadi juures tekivad tuumasünteesi käigus vesiniku ja heeliumi molekulid. Kogu selle aja jätkab aine kosmoses paisumist.

Sellest hetkest algab pikk, 300 tuhandest kuni 700 tuhande aastani kestev tuumade ja elektronide rekombinatsiooni etapp, moodustades vesiniku ja heeliumi aatomid. Sel juhul täheldatakse aine temperatuuri langust ja kiirguse intensiivsus väheneb. Universum muutub läbipaistvaks. Gravitatsioonijõudude mõjul kolossaalsetes kogustes moodustunud vesinik ja heelium muudavad esmase universumi hiiglaslikuks ehitusplatsiks. Miljonite aastate pärast algab täheajastu – see on prototähtede ja esimeste protogalaktikate moodustumise protsess.

Selline evolutsiooni etappideks jaotus sobib kuuma Universumi mudeliga, mis seletab paljusid protsesse. Suure Paugu tõelised põhjused, aine paisumise mehhanism jäävad selgitamata.

Universumi struktuur ja struktuur

Vesinikgaasi tekkega algab Universumi evolutsiooni täheajastu. Vesinik koguneb gravitatsiooni mõjul tohututesse kogunemistesse, trombidesse. Selliste parvede mass ja tihedus on kolossaalsed, sadu tuhandeid kordi suurem kui moodustunud galaktika enda mass. Universumi tekke algfaasis täheldatud vesiniku ebaühtlane jaotus selgitab tekkinud galaktikate suuruste erinevusi. Seal, kus oleks pidanud vesinikgaasi maksimaalselt kogunema, tekkisid megagalaktikad. Seal, kus vesiniku kontsentratsioon oli tühine, tekkisid väiksemad galaktikad, nagu meie tähekodu, Linnutee.

Versioon, mille kohaselt universum on algus-lõpp-punkt, mille ümber galaktikad tiirlevad erinevatel arenguetappidel

Sellest hetkest alates saab Universum esimesed selgete piiride ja füüsikaliste parameetritega moodustised. Need ei ole enam udukogud, tähegaasi ja kosmilise tolmu kogumid (plahvatusproduktid), täheaine protoparved. Need on täheriigid, mille pindala on inimmõistuse seisukohalt tohutu. Universum saab täis huvitavaid kosmilisi nähtusi.

Teaduslike põhjenduste ja Universumi kaasaegse mudeli seisukohalt tekkisid galaktikad esmalt gravitatsioonijõudude toimel. Mateeria muudeti kolossaalseks universaalseks mullivanniks. Tsentripetaalsed protsessid tagasid gaasipilvede hilisema killustumise parvedeks, millest sai esimeste tähtede sünnikoht. Kiire pöörlemisperioodiga protogalaktikad muutusid aja jooksul spiraalgalaktikateks. Seal, kus pöörlemine oli aeglane ja peamiselt täheldati aine kokkusurumisprotsessi, moodustusid ebakorrapärased, sagedamini elliptilised galaktikad. Selle taustal toimusid Universumis grandioossemad protsessid – galaktikate superparvede teke, mis oma servadega tihedalt teineteist puudutavad.

Superparved on arvukad galaktikate rühmad ja galaktikate parved universumi suurstruktuuris. 1 miljardi piires St. aastatel on seal umbes 100 superparve

Sellest hetkest alates sai selgeks, et universum on tohutu kaart, kus mandrid on galaktikate parved ja riigid megagalaktikad ja galaktikad, mis tekkisid miljardeid aastaid tagasi. Iga moodustis koosneb tähtede, udukogude, tähtedevahelise gaasi ja tolmu kogumitest. Kogu see populatsioon moodustab aga vaid 1% universaalsete moodustiste kogumahust. Galaktikate põhimassi ja ruumala hõivab tumeaine, mille olemust pole võimalik välja selgitada.

Universumi mitmekesisus: galaktikate klassid

Ameerika astrofüüsiku Edwin Hubble'i jõupingutuste kaudu on meil nüüd universumi piirid ja selles elavate galaktikate selge klassifikatsioon. Klassifikatsioon põhines nende hiiglaslike moodustiste struktuurilistel omadustel. Miks on galaktikad erineva kujuga? Sellele ja paljudele teistele küsimustele annab vastuse Hubble'i klassifikatsioon, mille järgi Universum koosneb järgmiste klasside galaktikatest:

• spiraal;
• elliptilised;
• ebakorrapärased galaktikad.

Esimeste hulka kuuluvad kõige levinumad moodustised, mis täidavad universumit. Spiraalgalaktikate iseloomulikeks tunnusteks on selgelt määratletud spiraali olemasolu, mis pöörleb ümber heleda tuuma või kaldub galaktilisele sillale. Spiraalgalaktikaid, millel on südamik, on tähistatud sümbolitega S, samas kui keskse ribaga objektidel on juba tähis SB. Sellesse klassi kuulub ka meie Linnutee galaktika, mille südamikku eraldab helendav riba.

Tüüpiline spiraalgalaktika. Keskel on selgelt nähtav sillaga südamik, mille otstest väljuvad spiraalsed harud.

Sarnased moodustised on hajutatud üle universumi. Meile lähim spiraalgalaktika Andromeeda on hiiglane, mis läheneb kiiresti Linnuteele. Selle klassi suurim meile teadaolev esindaja on hiiglaslik galaktika NGC 6872. Selle koletise galaktilise ketta läbimõõt on ligikaudu 522 tuhat valgusaastat. See objekt asub meie galaktikast 212 miljoni valgusaasta kaugusel.

Järgmine levinud galaktiliste moodustiste klass on elliptilised galaktikad. Nende tähistus vastavalt Hubble'i klassifikatsioonile on E-täht (elliptiline). Kujult on need moodustised ellipsoidid. Vaatamata sellele, et universumis on palju sarnaseid objekte, ei ole elliptilised galaktikad kuigi väljendusrikkad. Need koosnevad peamiselt siledatest ellipsidest, mis on täidetud täheparvedega. Erinevalt galaktilistest spiraalidest ei sisalda ellipsid tähtedevahelise gaasi ega kosmilise tolmu kogunemist, mis on selliste objektide visualiseerimise peamised optilised efektid.

Selle klassi tüüpiline, tänapäeval tuntud esindaja on Lüüra tähtkujus asuv elliptiline rõngasudukogu. See objekt asub Maast 2100 valgusaasta kaugusel.

Vaade elliptilisele galaktikale Centaurus A läbi CFHT teleskoobi

Universumit asustavate galaktikate viimane klass on ebakorrapärased või ebakorrapärased galaktikad. Hubble'i klassifikatsiooni tähis on ladina täht I. Peamine tunnus on ebakorrapärane kuju. Teisisõnu, sellistel objektidel pole selgeid sümmeetrilisi kujundeid ja iseloomulikku mustrit. Oma kujul meenutab selline galaktika pilti universaalsest kaosest, kus täheparved vahelduvad gaasipilvede ja kosmilise tolmuga. Universumi mastaabis on ebakorrapärased galaktikad sagedane nähtus.

Ebaregulaarsed galaktikad jagunevad omakorda kahte alamtüüpi:

• I alatüübi ebakorrapärastel galaktikatel on keeruline ebakorrapärane struktuur, kõrge tihedus, mida eristab heledus. Sageli on selline ebakorrapäraste galaktikate kaootiline kuju kokkuvarisenud spiraalide tagajärg. Sellise galaktika tüüpiline näide on Suur ja Väike Magellani pilv;
• Ebakorrapärased II alatüübi galaktikad on madala pinnaga, kaootilise kujuga ega ole väga heledad. Heleduse vähenemise tõttu on selliseid moodustisi universumi avarustes raske tuvastada.

Suur Magellani pilv on meile lähim ebakorrapärane galaktika. Mõlemad moodustised on omakorda Linnutee satelliidid ja võivad peagi (1-2 miljardi aasta pärast) neelduda suurema objekti poolt.

Ebaregulaarne galaktika Suur Magellani pilv on meie Linnutee galaktika satelliit.

Hoolimata asjaolust, et Edwin Hubble paigutas galaktikad üsna täpselt klassidesse, pole see klassifikatsioon ideaalne. Võiksime saavutada rohkem tulemusi, kui kaasaksime Einsteini relatiivsusteooria universumi tundmise protsessi. Universumit esindab palju erinevaid vorme ja struktuure, millest igaühel on oma iseloomulikud omadused ja tunnused. Hiljuti on astronoomidel õnnestunud tuvastada uusi galaktilisi moodustisi, mida kirjeldatakse vaheobjektidena spiraal- ja elliptiliste galaktikate vahel.

Linnutee on meile kõige tuntum osa universumist.

Kaks spiraalset haru, mis paiknevad sümmeetriliselt keskpunkti ümber, moodustavad galaktika põhiosa. Spiraalid koosnevad omakorda varrukatest, mis sujuvalt üksteise sisse voolavad. Amburi ja Cygnuse harude ristumiskohas asub meie Päike Linnutee galaktika keskpunktist 2,62 10¹⁷ km kaugusel. Spiraalgalaktikate spiraalid ja harud on tähtede parved, mille tihedus suureneb galaktika keskpunktile lähenedes. Ülejäänud galaktikate spiraalide mass ja maht on tumeaine ning vaid väikese osa moodustavad tähtedevaheline gaas ja kosmiline tolm.

Päikese asukoht Linnutee käte vahel, meie galaktika koht universumis

Spiraalide paksus on ligikaudu 2 tuhat valgusaastat. Kogu see kihiline kook on pidevas liikumises, pöörledes tohutu kiirusega 200-300 km / s. Mida lähemal galaktika keskpunktile, seda suurem on pöörlemiskiirus. Päikesel ja meie päikesesüsteemil kulub 250 miljonit aastat, et teha täielik revolutsioon ümber Linnutee keskpunkti.

Meie galaktika koosneb triljonist tähest, nii suurtest kui väikestest, üliraskest ja keskmise suurusega. Linnutee kõige tihedam tähtede kogum on Amburi arm. Just selles piirkonnas täheldatakse meie galaktika maksimaalset heledust. Galaktika ringi vastasosa, vastupidi, on vähem hele ja visuaalse vaatlusega halvasti eristatav.

Linnutee keskosa esindab südamik, mille mõõtmed on oletatavasti 1000-2000 parsekki. Sellesse galaktika heledaimasse piirkonda on koondunud maksimaalne arv tähti, millel on erinevad klassid, oma arengu- ja evolutsiooniteed. Põhimõtteliselt on need vanad ülirasked staarid, kes on põhijärjestuse viimases etapis. Linnutee galaktika vananemiskeskuse olemasolu kinnitab selles piirkonnas suure hulga neutrontähtede ja mustade aukude olemasolu. Tõepoolest, iga spiraalgalaktika spiraalketta keskpunkt on ülimassiivne must auk, mis nagu hiiglaslik tolmuimeja imeb endasse taevaobjekte ja reaalset ainet.

Linnutee keskosas asuv ülimassiivne must auk on koht, kus surevad kõik galaktilised objektid.

Mis puutub täheparvedesse, siis teadlastel õnnestus täna klassifitseerida kahte tüüpi klastreid: sfäärilised ja avatud. Lisaks täheparvedele koosnevad Linnutee spiraalid ja harud, nagu iga teinegi spiraalgalaktika, hajutatud ainest ja tumeenergiast. Kuna aine on Suure Paugu tagajärg, on see väga haruldases olekus, mida esindavad haruldased tähtedevahelised gaasi- ja tolmuosakesed. Aine nähtavat osa esindavad udukogud, mis omakorda jagunevad kahte tüüpi: planetaarsed ja hajusad udukogud. Nähtav osa udukogude spektrist on seletatav tähtede valguse murdumisega, mis kiirgavad valgust spiraali sees igas suunas.

Just selles kosmilises supis eksisteerib meie päikesesüsteem. Ei, me ei ole ainsad selles tohutus maailmas. Nagu Päikesel, on ka paljudel tähtedel oma planeedisüsteemid. Kogu küsimus on selles, kuidas tuvastada kaugeid planeete, kui kaugused isegi meie galaktikas ületavad ühegi intelligentse tsivilisatsiooni eksisteerimise kestuse. Aega universumis mõõdetakse teiste kriteeriumide alusel. Planeedid koos satelliitidega on universumi väikseimad objektid. Selliste objektide arv on ettearvamatu. Kõigil nähtavas piirkonnas asuvatel tähtedel võib olla oma tähesüsteem. Meie võimuses on näha ainult meile kõige lähemaid olemasolevaid planeete. Mis toimub naabruses, millised maailmad eksisteerivad Linnutee teistes harudes ja millised planeedid eksisteerivad teistes galaktikates, jääb saladuseks.

Kepler-16 b on Cygnuse tähtkujus asuva kaksiktähe Kepler-16 ümber asuv eksoplaneet

Järeldus

Omades vaid pealiskaudset ettekujutust universumi tekkimisest ja arenemisest, on inimene astunud vaid väikese sammu universumi ulatuse mõistmise ja mõistmise suunas. Suurejoonelised mõõtmed ja mastaabid, millega teadlased peavad tänapäeval tegelema, näitavad, et inimtsivilisatsioon on selles mateeria, ruumi ja aja kimbus vaid hetk.

Universumi mudel vastavalt mateeria ruumis esinemise kontseptsioonile, võttes arvesse aega

Universumi uurimine ulatub Kopernikust tänapäevani. Alguses alustasid teadlased heliotsentrilisest mudelist. Tegelikult selgus, et kosmosel polegi päris keskpunkti ja kogu pöörlemine, liikumine ja liikumine toimub Universumi seaduste järgi. Hoolimata asjaolust, et käimasolevatele protsessidele on olemas teaduslik seletus, jagunevad universaalsed objektid klassideks, tüüpideks ja tüüpideks, ükski keha ruumis ei sarnane teisega. Taevakehade suurused on ligikaudsed, samuti nende mass. Galaktikate, tähtede ja planeetide asukoht on tinglik. Asi on selles, et universumis pole koordinaatsüsteemi. Kosmost vaadeldes teeme projektsiooni kogu nähtavale horisondile, pidades oma Maad nullpunktiks. Tegelikult oleme vaid mikroskoopiline osake, mis on kadunud universumi lõpututesse avarustesse.

Universum on aine, milles kõik objektid eksisteerivad tihedas seoses ruumi ja ajaga

Sarnaselt mõõtmetega sidumisele tuleks peamiseks komponendiks pidada aega universumis. Kosmoseobjektide päritolu ja vanus võimaldab teha pildi maailma sünnist, tuua esile universumi evolutsiooni etapid. Süsteem, millega me tegeleme, on tihedalt seotud ajaraamidega. Kõikidel ruumis toimuvatel protsessidel on tsüklid – algus, teke, muundumine ja lõpp, millega kaasneb materiaalse objekti surm ja aine üleminek teise olekusse.

Uskumatud faktid

Kas olete kunagi mõelnud, kui suur on universum?

8. See pole aga midagi võrreldes Päikesega.

Foto Maast kosmosest

9. Ja see vaade meie planeedile Kuult.

10. Need oleme meie Marsi pinnalt.

11. Ja see vaade Maale Saturni rõngaste taga.

12. Ja see on kuulus foto Kahvatu sinine täpp", kus Maad on pildistatud Neptuunist, peaaegu 6 miljardi kilomeetri kauguselt.

13. Siin on suurus Maa versus Päike, mis ei mahu isegi täielikult fotole.

Suurim staar

14. Ja see Päike Marsi pinnalt.

15. Nagu kuulus astronoom Carl Sagan kunagi ütles, kosmoses rohkem tähti kui liivaterasid kõigis Maa randades.

16. Neid on palju tähed, mis on palju suuremad kui meie päike. Vaadake, kui väike on Päike.

Foto Linnutee galaktikast

18. Aga miski pole võrreldav galaktika suurusega. Kui vähendate Päike kuni leukotsüüdi suuruseni(valgete vereliblede) ja Linnutee galaktikat sama skaalat kasutades kahandada, oleks Linnutee USA suurus.

19. Seda seetõttu, et Linnutee on lihtsalt tohutu. See on koht, kus päikesesüsteem on selle sees.

20. Aga me näeme ainult väga väike osa meie galaktikast.

21. Kuid isegi meie galaktika on teistega võrreldes pisike. Siin Linnutee võrreldes IC 1011-ga, mis asub Maast 350 miljoni valgusaasta kaugusel.

22. Mõelge sellele Hubble'i teleskoobiga tehtud fotol, tuhandeid galaktikaid, millest igaüks sisaldab miljoneid tähti, millest igaühel on oma planeedid.

23. Siin on üks galaktikad UDF 423, mis asuvad 10 miljardi valgusaasta kaugusel. Seda fotot vaadates vaatate miljardeid aastaid minevikku. Mõned neist galaktikatest tekkisid mitusada miljonit aastat pärast Suurt Pauku.

24. Kuid pidage meeles, et see foto on väga, väga väike osa universumist. See on vaid väike osa öisest taevast.

25. Võid üsna julgelt eeldada, et kuskil on mustad augud. Siin on musta augu suurus võrreldes Maa orbiidiga.

2.7. Põhiliste interaktsioonide tüübid füüsikas

2.8. Püüab luua kõige teooriat

3. peatükk

3.1. Materjali punktimudel ja klassikalise mehaanika seadused

3.3. Planeetide liikumised ja Kepleri seadused

3.4. Gravitatsiooni seadus

3.5. Jäävusseaduste seos ruumi ja aja omadustega

3.6. Võnkumised ja lained looduses ning nende kirjeldus. Harmooniline ostsillaator

3.7. Heli levik meedias ja organismi reaktsioon helilainetele

3.8. Laineprotsesside kirjeldus. Lainete liigid ja omadused. Spekter ja selle analüüs

3.9. Doppleri efekt, selle uurimine ja tähtsus teadusele

3.10. Resonantsi nähtus. Resonants planeetide liikumisel

4. peatükk

4.1. Kuumus, temperatuur ja soojuse mehaaniline ekvivalent

4.2. Mõiste "sisemine energia". Termodünaamika esimene seadus

4.3. Soojusenergia muundamine mehaaniliseks tööks

4.4. Mõiste "entroopia". Vaidluse olemus "universumi kuumasurma" üle

4.5. Termodünaamika algus. Entroopia ja tõenäosus. Boltzmanni põhimõte

4.6. Mikro- ja makromuutujad süsteemide kirjelduses. Peamised mudelid

4.7. Molekulaarkineetilise teooria alused ja empiirilised gaasiseadused

4.8. Gaasi parameetrite seos selle mikrostruktuuriga. Maxwelli jaotus

4.9. Gaasiosakeste jaotumine planeetide välisväljas ja atmosfääris

4.10. "Fluktuatsiooni" mõiste ja mõõtmise täpsus

4.11. Protsessid on pöörduvad ja pöördumatud. Lokaalse tasakaalu põhimõte

5. peatükk

5.2. Valguse lainelised omadused. Elektromagnetilise kiirguse spekter

5.3. Meedia hajumise nähtus ja maailma materiaalse ühtsuse tõestus

5.4. Soojuskiirguse seadused, klassikalise teooria kriis ja kvanthüpoteesi tekkimine

5.5. Elektroni ja radioaktiivsuse avastamine. Ideede sünd aatomi keerulise struktuuri kohta

5.6. Aatomi ehituse planetaarmudel. Kaasaegne teadus ja Bohri postulaadid

5.7. Valguse korpuskulaarsed omadused. Einsteini footonid ja tõestus nende tegelikkusest

5.8. Valguskvantide neeldumine ja emissioon. Spontaanne ja stimuleeritud emissioon

5.9. Aine korpuskulaarlaine omadused ja nende avastamise tähtsus

6. peatükk interaktsioonide ja struktuuride kontseptsioonist mikromaailmas

6.1. Mikroosakeste liikumise kirjeldus. Komplementaarsuse ja põhjuslikkuse põhimõtted

6.2. Vastavuse ja määramatuse põhimõtted. Instrumendi ja mõõtmisprotsessi roll kvantmehaanikas

6.3. Keemiliste elementide struktuur ja Mendelejevi perioodilisuse tabeli mõistmine

6.4. Radioaktiivsed elemendid ja elementide muundumisvõimalused

6.5. Ideid aatomituuma struktuuri kohta

6.6. Elementaarosakesed ja "primaarsete objektide" otsimise probleem

7. peatükk

7.1. Molekulide struktuuri idee

7.2. Ideede arendamine ainete koostise kohta. Stöhhiomeetria seadused

7.3. Struktuurikeemia arendamine

7.4. Ainete struktuur erinevates agregatsiooniseisundites

7.5. Metallide struktuur ja omadused

7.6. Vee struktuur ja ainulaadsed omadused

7.7. Süsinikuaatomi struktuur ja omadused, mis määrasid selle rolli looduses

8. peatükk

8.2. Ahelreaktsioonid ja vabad radikaalid

8.3. Erinevate ainete vees lahustumise tunnused

8.4. Difusiooni- ja osmoosiprotsessid, nende roll rakumembraanides

8.5. Faasi ja faasisiirde mõisted. Esimest ja teist tüüpi faasisiirded

8.6. Ülivoolavus ja ülijuhtivus

8.7. Iseorganiseerumise tekkimine mittetasakaalulistes süsteemides. Tagasiside mõiste

9. peatükk

9.2. Tähed, nende omadused ja areng

9.3. Muutuvad tähed ja nende areng. Tähtede ja Päikese evolutsiooni viimased etapid

9.4. Galaktika, selle kuju ja struktuur. Päikesesüsteem galaktikas

9.5. Galaktikamaailma mitmekesisus. Hubble'i seaduse sisu ja tähendus

9.6. Statsionaarse universumi stsenaarium ja "Big Bang Cosmology"

9.7. Osakeste sünd Universumi arengu kaasaegse mudeli järgi

9.8. Inflatsiooniline universumi mudel. Laiaulatuslike ebahomogeensuste tekkimine universumis

10. peatükk

10.2. Päikesesüsteemi, Kuu ja Maa väikeste kehade teke. Maa liikumised, geosfääride struktuur ja protsesside uurimine

10.3. Keemiliste elementide levimus ja tsüklid Maal

10.4. Geoloogiliste struktuuride ilmnemise mudelid Maa pinnal

10.5. Maa evolutsiooni geoloogiline ajaskaala

10.6. Iseorganiseerumine planeetide tekkes ja geosfääride vastasmõjus

11. peatükk

11.2. Elusaine põhiomadused

11.3. Maa eluslooduse organiseerituse tasemed

11.4. Elusaine organiseerituse molekulaargeneetiline tase. Valgu makromolekulide struktuur ja struktuur

11.5. DNA ja RNA molekulide struktuuri ja struktuuri väljaselgitamine

11.6. Geneetilise paljunemise molekulaarsed mehhanismid, valkude süntees ja variatsioon

11.7. Ainevahetus- ja energiaprotsesside molekulaarne mehhanism

11.8. Molekulaarsed alused geneetilise informatsiooni reprodutseerimiseks ja rakkudevaheliseks suhtluseks

12. peatükk

12.2. Raku peamiste organellide ehitus ja funktsioonid

12.3. Rakumembraanide funktsioonid. "Ioonpumba" töö

12.4. Fotosünteesi ja rakuhingamise protsessid

12.6. Neodarvinismi kontseptsioon ja sünteetiline evolutsiooniteooria

12.7. Mikro- ja makroevolutsiooni mõisted. Looduslik valik on evolutsiooni juhtiv tegur

12.8. Peamised hüpoteesid elavate päritolu kohta

12.9. Elusate päritolu mõiste Oparin-Haldane'i hüpoteesi järgi

12.10. Kaasaegne hinnang biokeemilise evolutsiooni kontseptsioonile bioloogias

13. peatükk

13.2. Kord ja kaos suurtes süsteemides. Fraktali mõiste

13.3. Iseorganiseerumise läve olemus ja katastroofiteooria kontseptsioon

13.4. Matemaatilised evolutsiooniseadused. Bifurkatsiooni mõiste

13.5. Sünergia – uus teaduslik meetod

13.6. evolutsiooniline keemia. Korra tekkimine keemilistes reaktsioonides

13.7. Iseorganiseerumise tekkimine morfogeneesis

13.8. Troofiliste tasemete vaheliste seoste modelleerimine biotsenoosides

13.9. Iseorganiseerunud kriitilisuse teooria elemendid

14. peatükk

14.2. Päikeseenergia jaotus Maal. Biootiline tsükkel

14.3. Organismide vahelised seosed ökosüsteemis

14.4. Iseorganiseerumine kliima kujunemisel

14.5. Taimestiku ja loomastiku evolutsiooni kontseptsioonid

14.6. Inimene on biosfääri arengus kvalitatiivselt uus etapp

14.7. Kaasevolutsiooni ja noosfääri mõisted

14.8. Loodusteaduslik maailmapilt ja sotsiaalne mõte

Järeldus

Bibliograafia

4. peatükk. Klassikalise termodünaamika mõisted

5. peatükk

6. peatükk. Interaktsioonide ja struktuuride mõisted mikromaailmas208

7. peatükk

8. peatükk

9. peatükk

10. peatükk

11. peatükk

Peatükk 12. Elukorralduse ontogeneetiline tasand.

13. peatükk

14. peatükk

Dubništševa Tatjana Jakovlevna

Õpetus

2.2. Universumi kauguste skaalad. Suuruste ja vahemaade hindamise meetodid

Universumi lõpmatus ja avarused äratavad imetlust ja aukartust.

Niisiis, saksa füüsik, õhupumba leiutaja, kes näitas õhurõhu olemasolu (katse "Magdeburgi poolkeradega") ja uuris paljusid selle omadusi, korraldas O. von Guericke katsed tõestamaks, et universum on tühi. , kõikjalolev ja lõpmatu. See läks vastuollu 17. sajandi alguse teadusega. Ta kirjutas, et püüdes maailma ülesehitust tundma õppida, vapustas teda ennekõike kujuteldamatu ulatus.

Universum. Just tema äratas temas kummitava soovi teada saada, mis taevakehade vahel levib: „Mis see sisuliselt on? Aga see sisaldab kõike ja annab koha olemisele ja olemasolule. Võib-olla on see mingi tuline taevane aine, tahke (nagu väitsid aristotellased), vedel (nagu Kopernik ja Tycho Brahe arvavad) või mingi läbipaistev viies essents? Või on ruum vaba igasugusest mateeriast, st. pidevalt eitatakse tühjust.

Kaugusi tähtede maailmas mõõdetakse valgusaastates (1 valgusaasta ≈ ≈ 9,5 10 12 km) või parsekides (1 tk = 3,26 valgusaastat = 206 265 AU = 3,1 10 16 m). Kaugus Maast Päikeseni 1 AU (astronoomiline ühik) ≈ 150 miljonit km, selle valgus ületab 8,5 minutiga. Kuu on umbes 1 St. s ehk 384 tuhat km ehk 60 raadiust Maast. Päikesesüsteemi läbimõõt on mitu valgustundi ja lähim täht (Kentauruse tähtkuju Proxima) on umbes 4 valgustunni kaugusel. aastat.

Iidsetel aegadel olid eri rahvastel Maast ja selle kujust erinevad arusaamad. Nii kujutasid hindud Maad ette lennukina, mis lebab elevantide seljas; Babüloni elanikud - mäe kujul, mille läänenõlval asub Babüloonia; juudid - tasandiku kujul jne. Kuid igal juhul usuti, et mõnes kohas on taevakuppel ühendatud maa taevalaotusega. Maateadus, geograafia, võlgneb oma välimuse ja arengu iidsetele kreeklastele, kes esindasid maailma ümmarguse tordi kujul, mille keskmes oli Kreeka. Miletose Hecateus arvutas isegi selle läbimõõdu - 8000 km. Meie kaugete esivanemate jaoks oli ruumis orienteerumisel suur tähtsus. Tellimus andis tagatise.

Mesopotaamias ja Egiptuses olid taevavaatlused preestrite eesõigus ja neid seostati astroloogiaga. Inimesed märkasid, et planeedid liiguvad tähtede taustal (kreeka keelest. planeedid - uitamine). Hakati tegema inimest ümbritseva maailmaruumi mudeleid, Maailma mudeleid. Inimene ja järelikult ka meie Maa asetati maailma keskmesse. Inimese selline silmapaistev positsioon vastas vaatleja ideedele. Aristoteles andis sellisele süsteemile loodusfilosoofilise põhjenduse: ta kujutas kosmost kui suurt hulka omavahel seotud materiaalseid sfääre, millest igaüks järgib oma seadusi. Ta ei suutnud seletada taevakehade näilist liikumist idast läände ja piirdus väitega: "Loodus rakendab alati parimaid võimalusi." Teine Platoni õpilane Eudoxus püüdis leida planeetide kinemaatikat, tuginedes hüpoteesile liikumisest mööda ideaalset kõverat – ringi. Selleks pidi ta valima Päikese ja Kuu näiva liikumise kirjeldamiseks kolme (ja seejärel seitsme) sfääri kiirused ja liikumissuunad ning planeetide puhul 26 sfääri. Aristoteles kasutas juba 56 sfääri ja matemaatik Apollonius pakkus välja epitsüklite teooria: planeet liigub ringikujulisel orbiidil, mille kese kirjeldab ringi ümber Maa. Selle süsteemi töötas välja kuulus astronoom Hipparkhos, kes koostas esimese 850 tähe kataloogi, tuvastas tähtkujud ja avastas Maa telje pretsessiooni. Teda peetakse üheks astronoomia rajajaks. Aristoteleses pole kõik nii

taevased liikumised toimusid mööda ideaalseid trajektoore, samas kui Maal on liikumisseadused erinevad. Aristotelese vaated kuulutati kiriku poolt pühakuks ja need püsisid peaaegu 20 sajandit.

Maailma geotsentriline süsteem(päikesesüsteemi) seostatakse Aleksandria astronoomi Ptolemaiosega, kes võttis kokku enne teda eksisteerinud ideed. Tema teoses "Almagest" ("Suur ehitus") välja toodud Ptolemaiose mudeli järgi liiguvad ümber sfäärilise ja liikumatu Maa Kuu, Merkuur, Veenus, Päike, Marss, Jupiter, Saturn ja fikseeritud tähtede taevas. Kinnitähtede sfääri ümbritseb õndsate eluase, kuhu on paigutatud "pealiikur". Liikuvate valgustite keskpunktid liiguvad Maa suhtes ekstsentriliste ringidena. Planeetide jaoks tuli kasutusele võtta ringide süsteem – epitsüklid. Süsteem oli tülikas ja muutus materjali kogunedes veelgi keerulisemaks, kuid see aitas esimesel lähenemisel mõista astronoomilisi nähtusi. Paljude sajandite jooksul peeti geotsentrilist süsteemi ainsaks tõeliseks - see oli kooskõlas piibli kirjeldusega maailma loomisest. Alles renessansiajal sai alguse teistsugune mõttearendus.

heliotsentriline süsteem(kreeka keelest. helios - päike) on seotud poola teadlase N. Koperniku nimega. Ta taaselustas Pythagorase Aristarhose Samose hüpoteesi maailma ehitusest: Maa andis teed Päikese keskpunktile ja osutus ringikujulistel orbiitidel pöörlevate planeetide seas järjekorras kolmandaks. Kopernik selgitas keeruliste matemaatiliste arvutuste abil kummalisi nähtavaid liikumisi, mis erinevad välise (Marss, Jupiter, Saturn) ja sisemise (Merkuur, Veenus) planeetide liikumisega ümber Päikese. Oma raamatus On the Revolutions of the Celestial Spheres (1543) väitis ta, et planeedid on Päikese satelliidid. Kui Maa, liikudes ümber Päikese, möödub mõnest teisest planeedist või jääb sellest maha, tundub meile, et planeedid liiguvad edasi-tagasi. Koperniku õpetused andsid hoobi Kõrval valitsenud maailma ülesehituse ideed ja oli revolutsioonilise tähtsusega kogu teaduse edasise arengu jaoks. See hävitas taeva ja maa liikumisseaduste erinevuse ning pani aluse maailma ühtsusele. Nagu A. Einstein ütles, kutsus Kopernik inimest tagasihoidlikkusele. 73 aastat pärast Koperniku surma ja raamatu avaldamist keelustas kirik selle ja alles 1828. aastal see keeld tühistati. Kuid Kopernik eeldas siiski universumi keskpunkti olemasolu, millesse ta asetas Päikese, ja selle teooria puuduse parandasid juba teised. Niisiis, üks esimesi, kes Koperniku õpetust (keskne koht on Päike, mitte Maa) kaitses, oli J. Bruno, kes pidas Universumit paljude päikeste ja planeetidega lõpmatuks.

Maa pöörlemist ümber Päikese tõestab tähtede aastase parallaksi olemasolu ja selle pöörlemist ümber oma telje tõendab Foucault pendli võnkesuuna säilitamine.

Planeetide suurused määratakse nende liikumise hoolika jälgimisega. Niisiis on Merkuur - Päikesele kõige lähemal asuv planeet - alati selle lähedal, Maalt vaadates võib selle kõrvalekalle (maksimaalne pikenemine) olla kuni 23 °, samas kui Veenuse (Päikesest teine ​​​​planeet) - 43 - 48 °. Merkuuri orbiidi raadius on umbes 0,38 A Maa orbiidi raadius, kus a = 1 a. e. ja Veenus - 0,7 a. e.

Eratosthenes hindas Maa suurust üllatavalt täpselt juba 2. sajandil eKr. eKr e., mõõtes Päikese nurgahälvet seniidist Aleksandrias 7 ° 30 ", samas kui Syene'is (tänapäeva Aswan) oli see seniidis. Samal ajal moodustas 7 ° 30" murdosa 360 °, mis on maakera kogu ümbermõõdu linnade vaheline kaugus 800 km. Nii sai ta selle pikkuse – 40 000 km, nüüd 40 075,696 km (joonis 2.1). Kuna see on võrdne 2 π R , määras Maa raadiuse 6400 km juures (geodeesias nimetatakse seda meetodit periangulatsioonimeetodiks).

Omades proportsioone, saate koostada ka ligikaudse päikesesüsteemi diagrammi. Selles olevate kauguste absoluutväärtuste saamiseks peate teadma vähemalt ühe planeedi orbiidi raadiust. Seda saab määrata radari abil. Nüüd määratakse kõik distantsid üsna täpselt ja erinevate meetoditega. Radarimeetodil saadetakse uuritavale objektile võimas lühiajaline elektromagnetimpulss ning seejärel võetakse vastu peegeldunud signaal. Elektromagnetlainete levimise kiirus vaakumis c = 299 792 458 m/s. Kui mõõta täpselt aega, mis kulus signaalil objektini jõudmiseks ja tagasi, siis on vajalikku kaugust lihtne välja arvutada. Radari vaatlused võimaldavad suure täpsusega määrata kaugused Päikesesüsteemi taevakehadeni.

Teemad. Selle meetodi abil on täpsustatud kaugusi Kuu, Veenuse, Merkuuri, Marsi ja Jupiterini.

Parallaks- objekti nurknihe, mis võib iseloomustada kaugust selleni. Praktilise kogemuse põhjal on teada, et objekti suunamuutuse kiirus vaatleja liikumise ajal on seda väiksem, mida kaugemal on objekt vaatlejast. Geomeetrilise parallaksi (triangulatsiooni) meetod võimaldab mõõta kaugust makrokosmoses, kasutades Eukleidilise geomeetria teoreeme (joonis 2.2, A). Geomeetrilise parallaksi nähtus on inimeste ja loomade stereoskoopilise nägemise alus. Parallaksi meetod määrab kauguse lähimate planeetideni (joonis 2.2, b). Samuti saate tuvastada nihke, kui vaatleja liigub Maa igapäevase liikumise tõttu, nagu oleks ta liikunud Maa keskpunktist ekvaatori punkti, kust planeet näib olevat horisondil. Nurka, mille all valgustid näevad Maa ekvaatori raadiust, mis on vaatejoonega risti, nimetatakse ööpäevane parallaks. Päikese keskmine päevaparallaks on 8,794", Kuu - 57,04".

Geomeetrilise parallaksi meetod sobib ka lähimate tähtede kauguste määramiseks, kui võtta aluseks Maa orbiidi läbimõõt, mitte Maa raadius. See võimaldab teil hinnata kaugust kuni 100 sv. aastat (joonis 2.2, V). iga-aastaneparallaks tähed on nurk (Sellele), mille võrra muutub suund tähele, kui vaatleja liigub Päikesesüsteemi keskpunktist Maa orbiidile tähe suunaga risti. Teisisõnu, see on nurk, mille all Maa orbiidi suurem pooltelg on tähest nähtav, mis asub vaatejoonega risti (joonis 2.2, G). KOOS aasta parallaksit seostatakse ka tähtede vaheliste kauguste peamise mõõtühikuga - parsec(parallaksist ja teisest): 1 tk \u003d \u003d 206 265 a. e = 3,263 St. aastat \u003d 3,086 10 16 m. Niisiis, meile lähim täht Proxima Centauri, kell i = 0,762 "on 1,31 pc kaugusel, sama tähtkuju Centauruse alfa i \u003d 0,751" "on 1,33 pc kaugusel ja kuulus täht Sirius (Alpha Canis Major) on vastavalt 0,375" ja 2,66 tk.

Kuigi maakera orbiidi läbimõõt on 3-10 11 m, on tähtede tohutu kauguse tõttu nurkade mõõtmine üsna keeruline. Taevast pildistatakse ühe teleskoobiga iga poole aasta tagant. Fotode katmisel langevad enamiku tähtede kujutised üksteisega kokku, kuid lähimate tähtede puhul nihkuvad need ümber. Selle väikese nihke ja teleskoobi fookuskauguse suhe annab sama nurga kui aluse ja tähe kauguse suhe. Lähima tähe kujutise nihe on 10 m fookuskauguse korral ligikaudu 1 " ja fotoplaadil 50 ± 6 m või 50 mikronit, mida saab mõõta ainult mikroskoobi all. Päikesele kõige lähemal asuv täht Kentauruse tähtkujus asub 4,3 sv aasta kaugusel, 272 000 korda kaugemal kui Maa Päikesest.

Riis. 2.2. Triangulatsiooni meetod:

A- kauguste määramine laevani (Thalese ettepanekul); b- Marsi kauguse määramine (Maa raadiuse ühikutes); V- kauguste määramine lähedalasuvate tähtedeni (aastane parallaks); G- kauguste määramine kaugete tähtedeni (aastane parallaks). (1 AU = = 1,5 10 11 m)

Kui nurkade täpseks määramiseks puudusid vahendid, kasutati seda meetodit. Kui kahest võrdselt heledast kehast on üks kaugus i korda suurem kui teine, siis näib lähedane keha olevat P 2 korda heledam. Näiteks Päike on 10 korda heledam kui Siirius, seega on Siirius Maast miljon korda kaugemal kui Päike. Teiste tähtede heledust saab sama reegli järgi võrrelda Siiriuse heledusega jne. Sirius on umbes 10 St. aastat.

Tähtede levikust Kõrval taevas järgneb, et nad moodustavad ringikujulise ketta 10 5 sv. aastat, kuna kõige nõrgemate tähtede heledus on umbes 10 8 korda väiksem kui Siiriuse heledus. Selle ketta paksus on umbes 10 4 St. aastat. Keskmine tähtede kaugus galaktikas on umbes 10 sv. aastat, seega keskmine tähtede arv – 50 miljardit.Kui vaatame Galaktika keskpunkti suunas, näeme tohutut tähtede parve – Linnuteed. Päike asub Galaktika keskmest kuni servani umbes 2/3 kaugusel ühes oma harust. Linnutee nõrkadest tähtedest liigub valgus Maale kümnete tuhandete aastate jooksul – need on meist nii kaugel. Enamik Linnutee tähti ei ole palja silmaga nähtavad, kuigi paljud neist on valged ja sinakasvalged hiiglaslikud tähed, mis kiirgavad kümneid tuhandeid kordi suuremat energiat kui Päike, tüüpiline kollane kääbus pinnatemperatuuriga 6000 kraadi. K. Maise vaatleja jaoks on Galaktika ekvaatorivöö spiraalsed harud projitseeritud Linnutee ereda riba kujul, mis moodustab galaktika aluse (kreeka keelest. galaktikos - piimjas, piimjas).

Teised galaktikad on teleskoopides nähtavad väikeste uduste laikudena ja neid nimetatakse udukogudeks. Kuidas määrata nende kaugust? Andromeeda udukogu koguheledus on umbes sama kui 10 ly kaugusel asuva tähe heledus. aastat. Võimsate teleskoopide abil on leitud, et teistes galaktikates on tähti ligikaudu sama palju kui Linnuteel. See tähendab, et see udukogu on 50 miljardit korda heledam kui galaktika üksiktäht ja kaugus selleni peaks olema palju suurem kui üksikute tähtedeni, s.t. selle numbri korrutis 10 St. aastat ehk umbes 2 miljonit St. aastat. See ligikaudne hinnang vastab ligikaudu sellele, mida teised meetodid annavad. Kaugus Galaktikast Andromeeda udukoguni on 20 korda suurem Galaktika läbimõõdust ehk sellest tulevast valgusest, mida me praegu näeme, lahkus sellest galaktikast, kui Maal veel inimesi polnud, aga elu oli juba tekkinud.

Lähimate galaktikate kaugused määratakse suhtelise heleduse mõõtmise teel, mis põhineb punktallika intensiivsuse vähenemise seadusel võrdeliselt kauguse ruuduga. Suurte vahemaade jaoks ei leita enam sobivat alust ja seetõttu kasutatakse valguse omadusi ja valguse sageduse sõltuvust kiirgava objekti kiirusest (Doppleri efekt). Need kauged galaktikad on saareuniversumid, millest igaüks sisaldab miljardeid tähti.

Kuna valdav osa meile teadaolevatest tähtedest on liiga kaugel, et parallaksi meetod saaks nendeni kaugust arvutada, tuli leiutada teised meetodid. Üks neist põhineb uuringul tsefeid, tavaline ja väga oluline füüsiliselt muutlike tähtede tüüp. Tsefeidid on mittestatsionaarsed pulseerivad tähed, mis perioodiliselt laienevad ja tõmbuvad kokku, muutes oma heledust. Tsefeidide pulsatsiooniperioodi ja nende heleduse vahel on seos, mida nimetatakse "periood-heledus". Selle abil saate

määrata heledus ja arvutada kaugus tsefeidist, kui vaatlusest on teada tsefeidi näiv heledus ja heleduse muutumise periood. Tsefeidid on nähtavad suurtest kaugustest ning neid kaugetes tähesüsteemides tuvastades on võimalik määrata kaugus nende süsteemideni.

20ndatel. 20. sajandil Ameerika astronoom E. Hubble mõõtis Andromeeda udukogu fotode abil, mis on saadud tolle aja suurima teleskoobiga, üksikute tähtede omadusi ja andis mitu sõltumatut hinnangut nende kauguse kohta. Nii tõestas ta, et Andromeeda udukogu asub väljaspool Linnuteed. Seejärel uuris Hubble universumit tohutult kaugele – 500 miljoni sv. aastat. Kuigi kõik avastatud udukogud ei osutunud galaktikateks, tuvastas teadlane selles piirkonnas kuni 100 miljonit muud galaktikat. Praegu on universumist avastatud erinevat tüüpi galaktikaid ja nende arv on ligikaudu 10 miljardit.

Teaduses tehakse kvantitatiivseid võrdlusi ja seetõttu on mõõtmised olulised. Mõõtmine- see on tundmatu suuruse määratlus teadaoleva kindlaksmääratud mõõtühikuga. Ruumi homogeensus ja isotroopsus määravad võimaluse mõõta kaugusi ühe pikkuse standardi abil. Kaugus kahe punkti vahel nimetatakse neid punkte ühendava lõigu pikkuseks. Mõõtmised standardiga nõuavad otsest kontakti punktidega, mille vahel kaugust mõõdetakse. Välja arvatud kõige lihtsamad mõõtmisjuhtumid (joonlaua või mõõdulindi kasutamine), põhineb see meetod kinemaatikal - mehaanika osal, mis annab matemaatilise kirjelduse igasuguste mehaaniliste liikumiste kohta, sõltumata põhjustest, mis tagavad iga konkreetset tüüpi liikumist.

Pikkuse mõõtmiseks füüsikas kasutavad nad ajalooliselt välja kujunenud meetrilist süsteemi, mis on seotud Prantsuse revolutsiooni perioodiga. Esialgu meeter defineeriti kui üks kümnemiljondik kaugusest ekvaatorist põhjapooluseni mööda Pariisi läbivat meridiaani. Aastal 1889 määratleti arvesti ametlikult kui plaatina-iriidiumi vardale tehtud kahe paralleelse märgi vaheline kaugus. Seda hoitakse rangelt määratletud tingimustes Pariisi eeslinnas Sevres'is asuvas Rahvusvahelises Kaalude ja Mõõtude Büroos. Täppismikroskoobi abil on võimalik võrrelda keha pikkust võrdlusmõõturiga, mille viga on kuni 2 10 -7. Selle täpsuse määrab märkide paksus. 1961. aastal võeti lainepikkuse standardina kasutusele isotoobi Kr-86 poolt kiiratava oranži valguse lainepikkus vaakumis. Täpselt 1 m on Kr-86 1 650 763,73 lainepikkust. 1983. aastal võeti XVII Genova kaalude ja mõõtude konverentsil vastu uus meetri määratlus: "Meeter on tee pikkus, mille valgus läbib vaakumis 1/299792458 sekundis."

Mikrokosmoses mõõdetakse kaugusi fotonikiirte või muude elementaarosakeste difraktsiooninähtuste abil kristallvõredel. Standardina selles

Sel juhul tuleb lainepikkus ette, mis laine-osakeste duaalsuse põhimõtete kohaselt kirjeldab osakeste käitumist kiires. Mikromaailmas kasutatakse ühikuid pikkusega 1 µm = = 10 -6 m; 1 nm \u003d 10 -9 m. Punase lainepikkus on 720 nm ja violetse 430 nm. Tolmuosakese suurus on 10 -4 m, DNA molekuli läbimõõt on 2 10 -9 m, vesinikuaatomil on 3 10 -11 m.

Kui professionaalsed astronoomid kujutaksid pidevalt ja käegakatsutavalt ette taevakehade evolutsiooni kosmiliste kauguste ja ajavahemike koletu suurust, suudaksid nad vaevalt edukalt arendada teadust, millele nad oma elu pühendasid. Meile lapsepõlvest tuttavad ruumilis-ajalised mastaabid on võrreldes kosmiliste mastaapidega nii tühised, et teadvuse puhul läheb sõna otseses mõttes hinge. Tegeledes mõne kosmoseprobleemiga, lahendab astronoom teatud matemaatilise probleemi (seda teevad kõige sagedamini taevamehaanika spetsialistid ja teoreetilised astrofüüsikud) või täiustab vaatlusvahendeid ja -meetodeid või ehitab oma kujutlusvõimesse teadlikult või alateadlikult mõnda väike mudel uuris kosmosesüsteemi. Sel juhul õige arusaam uuritava süsteemi suhtelistest mõõtmetest (näiteks antud ruumisüsteemi detailide mõõtmete suhe, selle süsteemi ja teiste sarnaste või erinevat tüüpi mõõtmete suhe jne. .) ja ajavahemikud (näiteks antud protsessi voolukiiruse suhe mõne teise protsessi kiirusesse).

Üks selle artikli autoritest on teinud päris palju tööd näiteks päikesekrooni ja galaktika kallal. Ja need tundusid talle alati ebakorrapärase kujuga umbes ühesuuruste kerakujuliste kehadena – umbes 10 cm... Miks 10 cm? See pilt tekkis alateadlikult lihtsalt seetõttu, et autor joonistas liiga sageli sellele või teisele päikese- või galaktikafüüsika küsimusele mõeldes tavalisse märkmikku (kasti) oma mõtteobjektide piirjooned. Ta joonistas, püüdes kinni pidada nähtuste skaalast. Näiteks ühe väga kurioosse küsimuse puhul oli võimalik tõmmata huvitav analoogia päikesekrooni ja galaktika (õigemini nn galaktilise koroona) vahel. Muidugi teadis autor nii-öelda "intellektuaalselt" väga hästi, et galaktilise krooni mõõtmed on sadu miljardeid kordi suuremad kui päikese oma. Kuid ta unustas selle vaikselt. Ja kui mitmel juhul omandasid galaktika krooni suured mõõtmed mõne põhimõttelise tähtsuse (see juhtus), siis võeti seda formaalselt ja matemaatiliselt arvesse. Ja ikkagi, visuaalselt tundusid mõlemad "kroonid" võrdselt väikesed ...

Kui autor andis selle töö käigus filosoofilisi mõtisklusi Galaktika suuruse tohutust, galaktika krooni moodustava gaasi kujuteldamatust vähenemisest, meie väikese planeedi tähtsusetusest ja meie enda olemasolust. , ja muudel sama õigetel teemadel peatuks päikese- ja galaktilise koroona probleemidega tegelemine automaatselt...

Andku lugeja mulle see "lüüriline kõrvalepõige" andeks. Ma ei kahtle, et ka teised astronoomid mõtlesid oma probleemide kallal samamoodi. Mulle tundub, et vahel on kasulik tutvuda teadustöö "köögiga"...

Kuni suhteliselt hiljuti tundus maakera inimesele tohutu. Magellani vapratel kaaslastel kulus üle kolme aasta, et teha esimene ümbermaailmareis peaaegu pool tuhat aastat tagasi uskumatute raskuste hinnaga. Veidi üle 100 aasta on möödunud ajast, mil Jules Verne’i ulmeromaani leidlik kangelane tegi tolleaegseid uusimaid tehnoloogilisi edusamme kasutades 80 päevaga ümbermaailmareisi. Ja neist kogu inimkonna jaoks meeldejäävatest päevadest, mil esimene Nõukogude kosmonaut Gagarin tegi legendaarse kosmoselaevaga Vostok ümber maakera 89 minutiga, on möödunud vaid veidi vähem kui 50 aastat. Ja inimeste mõtted pöördusid tahes-tahtmata tohutute kosmoseavaruste poole, kuhu kadus väike planeet Maa ...

1 parsek (pc) võrdub 3,26 valgusaastaga. Parsek on defineeritud kui kaugus, millest maakera orbiidi raadius on nähtav 1 sekundi nurga all. kaared. See on väga väike nurk. Piisab, kui öelda, et selle nurga all paistab ühekopikane münt 3 km kauguselt.

Ükski täht – päikesesüsteemi lähimad naabrid – pole meile lähemal kui 1 tk. Näiteks mainitud Proxima Centauri eemaldatakse meilt umbes 1,3 tk kaugusel. Skaalal, milles me päikesesüsteemi kujutasime, vastab see 2 tuhandele km-le. Kõik see illustreerib hästi meie päikesesüsteemi suurt eraldatust ümbritsevatest tähesüsteemidest, mõnel neist süsteemidest võib sellega olla palju sarnasusi.

Kuid Päikest ümbritsevad tähed ja Päike ise moodustavad vaid tühise osa tähtede ja udukogude hiiglaslikust kollektiivist, mida nimetatakse "Galaktikaks". Näeme seda tähtede kogumit selgetel kuuta öödel kui Linnutee riba, mis läbib taevast. Galaktika on üsna keerulise struktuuriga. Esimeses, kõige jämedam lähenemises võime eeldada, et selle moodustavad tähed ja udukogud täidavad ruumala, mis on tugevalt kokkusurutud pöördeellipsoidi kujuga. Sageli võrreldakse populaarses kirjanduses Galaxy kuju kaksikkumera läätsega. Tegelikult on kõik palju keerulisem ja joonistatud pilt liiga konarlik. Tegelikult selgub, et erinevat tüüpi tähed on koondunud Galaktika keskmesse ja selle "ekvaatoritasapinnale" täiesti erineval viisil. Näiteks gaasilised udukogud, aga ka väga kuumad massiivsed tähed on tugevalt koondunud Galaktika ekvatoriaaltasandi poole (taevas vastab see tasapind suurele ringile, mis läbib Linnutee keskseid osi). Samal ajal ei näita nad märkimisväärset kontsentratsiooni galaktika keskme suunas. Teisest küljest ei näita teatud tüüpi tähed ja täheparved (nn kerasparved) peaaegu mingit koondumist Galaktika ekvatoriaaltasandi poole, kuid neid iseloomustab tohutu kontsentratsioon selle keskpunkti suunas. Nende kahe äärmusliku ruumilise jaotuse tüübi (mida astronoomid nimetavad "tasaseks" ja "sfääriliseks") vahel on kõik vahepealsed juhud. Sellegipoolest selgub, et suurem osa Galaktika tähtedest asub hiiglaslikus kettas, mille läbimõõt on umbes 100 tuhat valgusaastat ja paksus umbes 1500 valgusaastat. Sellel kettal on veidi rohkem kui 150 miljardit erinevat tüüpi tähte. Meie Päike on üks neist tähtedest, mis asub Galaktika perifeerias selle ekvaatoritasandi lähedal (täpsemalt "ainult" umbes 30 valgusaasta kaugusel – see väärtus on täheketta paksusega võrreldes üsna väike).

Kaugus Päikesest galaktika tuumani (või selle keskpunktini) on umbes 30 tuhat valgusaastat. Tähtede tihedus galaktikas on väga ebaühtlane. See on kõrgeim galaktika tuuma piirkonnas, kus viimastel andmetel jõuab see 2 tuhande täheni kuupparseki kohta, mis on peaaegu 20 tuhat korda suurem kui keskmine tähtede tihedus Päikese läheduses. Lisaks kipuvad tähed moodustama eraldi rühmi või klastreid. Hea näide sellisest kobarast on meie talvises taevas nähtavad Plejaadid.

Galaxy sisaldab ka palju suuremas plaanis struktuurseid detaile. Uuringud on näidanud, et udukogud, aga ka kuumad massiivsed tähed on jaotunud piki spiraali harusid. Spiraalstruktuur on eriti hästi näha teistes tähesüsteemides – galaktikates (väikese tähega, erinevalt meie tähesüsteemist – Galaktikast). Galaktika spiraalse struktuuri loomine, milles me ise oleme, on osutunud äärmiselt keeruliseks.

Tähed ja udukogud Galaktikas liiguvad üsna keerulisel viisil. Esiteks osalevad nad Galaktika pöörlemises ümber selle ekvatoriaaltasandiga risti oleva telje. See pöörlemine ei ole sama, mis tahke keha oma: Galaktika erinevatel piirkondadel on erinevad pöörlemisperioodid. Seega teevad Päike ja teda ümbritsevad tähed tohutul, mitmesaja valgusaasta suurusel alal täieliku pöörde umbes 200 miljoni aastaga. Kuna Päike koos planeetide perekonnaga on ilmselt eksisteerinud umbes 5 miljardit aastat, on ta oma evolutsiooni jooksul (sünnist gaasilisest udukogust kuni praeguse olekuni) teinud umbes 25 pööret ümber Galaktika pöörlemistelje. . Võib öelda, et Päikese vanus on kõigest 25 "galaktilist aastat", olgem ausad - õitseaeg...

Päikese ja selle naabertähtede liikumise kiirus mööda peaaegu ringikujulisi galaktilisi orbiite ulatub 250 km/s. Selle korrapärase liikumise ümber galaktika tuuma kattuvad tähtede kaootilised ja korrapäratud liikumised. Selliste liikumiste kiirused on palju väiksemad - umbes 10-50 km/s ja need on erinevat tüüpi objektide puhul erinevad. Kõige väiksema kiirusega on kuumad massiivsed tähed (6-8 km/s), päikesetüüpi tähtedel umbes 20 km/s. Mida väiksemad on need kiirused, seda "tasasem" on seda tüüpi tähtede jaotus.

Skaalal, mida kasutasime Päikesesüsteemi visualiseerimiseks, oleks Galaktika mõõtmed 60 miljonit km - väärtus juba üsna lähedal Maa ja Päikese kaugusele. Sellest on selge, et universumi üha kaugematesse piirkondadesse tungides see skaala enam ei sobi, kuna kaotab nähtavuse. Seetõttu võtame teistsuguse skaala. Vähendagem vaimselt Maa orbiidi vesinikuaatomi sisemise orbiidi suurusele klassikalises Bohri mudelis. Tuletame meelde, et selle orbiidi raadius on 0,53x10 -8 cm. Siis on lähim täht umbes 0,014 mm kaugusel, Galaktika keskpunkt umbes 10 cm kaugusel ja meie tähesüsteemi mõõtmed on olema umbes 35 cm. Päikese läbimõõt on mikroskoopilised: 0,0046 A (angström on pikkuse ühik, mis võrdub 10–8 cm).

Oleme juba rõhutanud, et tähed on üksteisest suurte vahemaadega eraldatud ja seega praktiliselt isoleeritud. Eelkõige tähendab see seda, et tähed ei põrka peaaegu kunagi üksteisega kokku, kuigi nende igaühe liikumise määrab kõigi Galaktika tähtede tekitatud gravitatsioonijõuväli. Kui käsitleme Galaktikat kui teatud gaasiga täidetud piirkonda, kus tähed mängivad gaasiliste molekulide ja aatomite rolli, siis peame seda gaasi pidama äärmiselt haruldaseks. Päikese läheduses on tähtede keskmine kaugus umbes 10 miljonit korda suurem kui tähtede keskmine läbimõõt. Samal ajal on tavaõhus tavatingimustes molekulide keskmine kaugus vaid mõnikümmend korda suurem kui viimaste mõõtmed. Sama suhtelise harulduse astme saavutamiseks tuleks õhutihedust vähendada vähemalt 1018 korda! Pange tähele, et Galaktika keskosas, kus tähtede tihedus on suhteliselt suur, juhtub aeg-ajalt tähtede kokkupõrkeid. Siin tuleks oodata ligikaudu ühte kokkupõrget iga miljoni aasta tagant, samas kui Galaktika "normaalsetes" piirkondades kogu meie vähemalt 10 miljardi aasta vanuse tähesüsteemi evolutsiooni ajaloo jooksul tähtede kokkupõrkeid praktiliselt ei toimunud. .

Astronoomid on mitu aastakümmet järjekindlalt uurinud teisi tähesüsteeme, mis on meie omaga enam-vähem sarnased. Seda uurimisvaldkonda on nimetatud "ekstragalaktiliseks astronoomiaks". Nüüd mängib see astronoomias peaaegu juhtivat rolli. Viimase kolme aastakümne jooksul on ekstragalaktiline astronoomia teinud hämmastavaid edusamme. Tasapisi hakkasid esile kerkima Metagalaktika grandioossed kontuurid, millesse on väikese osakesena kaasatud meie tähesüsteem. Me ei tea Metagalaktikast ikka veel kõike. Objektide tohutu kaugus tekitab väga spetsiifilisi raskusi, mille lahendamiseks kasutatakse kõige võimsamaid vaatlusvahendeid koos süvateoreetilise uurimistööga. Kuid metagalaktika üldine struktuur on viimastel aastatel suuresti selgeks saanud.

Metagalaktikat võime määratleda tähesüsteemide kogumina – galaktikatena, mis liiguvad meie vaadeldava universumi osa tohututes avarustes. Meie tähesüsteemile kõige lähemal asuvad galaktikad on kuulsad Magellani pilved, mis on lõunapoolkera taevas selgelt nähtavad kahe suure laiguna, mille pinna heledus on ligikaudu sama kui Linnutee. Kaugus Magellani pilvedeni on "vaid" umbes 200 tuhat valgusaastat, mis on üsna võrreldav meie galaktika kogupikkusega. Teine meile "lähedane" galaktika on udukogu Andromeeda tähtkujus. See on palja silmaga nähtav 5. suurusjärgu nõrga valgustäpina.

Tegelikult on see tohutu tähemaailm oma tähtede arvu ja kogumassi poolest, mis on kolm korda suurem meie galaktikast, mis omakorda on galaktikate seas hiiglane. Kaugus Andromeeda udukoguni või, nagu astronoomid seda nimetavad, M 31 (see tähendab, et tuntud Messieri udukogude kataloogis on see loetletud nr 31 all) on umbes 1800 tuhat valgusaastat, mis on umbes 20 korda suurem. Galaxy suurus. M 31 udukogul on selgelt väljendunud spiraalne struktuur ja see on paljude omaduste poolest väga sarnane meie galaktikaga. Selle kõrval on selle väikesed ellipsoidsed satelliidid. Koos spiraalsüsteemidega (selliseid galaktikaid tähistatakse sümbolitega Sa, Sb ja Sc, olenevalt spiraalstruktuuri arengu olemusest; südamikku läbiva "varda" juuresolekul asetatakse täht B pärast täht S) on sfäärilisi ja ellipsoidseid, millel puuduvad igasugused spiraalse struktuuri jäljed, aga ka "valed" galaktikad, mille hea näide on Magellani pilved.

Suured teleskoobid jälgivad tohutul hulgal galaktikaid. Kui nähtavast 12. tähesuurusest heledamaid galaktikaid on umbes 250, siis 16. tähesuurusest heledamaid on juba umbes 50 tuhat. Kõige nõrgemad objektid, mida 5-meetrise peegli läbimõõduga peegelteleskoop piiril pildistada suudab, on 24,5 tähesuurusega. , tiirleva teleskoobi "Hubble" jaoks see piir - 30 magnituudiga objektid. Selgub, et miljardite selliste nõrgimate objektide hulgas on enamus galaktikad. Paljud neist on meist kaugemal kaugusel, mille valgus läbib miljardeid aastaid. See tähendab, et plaadi mustaks minemist põhjustanud valgust kiirgas nii kauge galaktika ammu enne Maa geoloogilise ajaloo arhea perioodi!

Enamiku galaktikate spektrid meenutavad päikest; mõlemal juhul täheldatakse üsna heledal taustal eraldi tumedaid neeldumisjooni. Selles pole midagi ootamatut, kuna galaktikate kiirgus on miljardite nendes tähtede kiirgus, mis on enam-vähem sarnased Päikesele. Galaktikate spektrite hoolikas uurimine aastaid tagasi viis ühe fundamentaalse tähtsusega avastuseni. Fakt on see, et mis tahes spektrijoone lainepikkuse nihke olemuse järgi laboristandardi suhtes saab määrata kiirgusallika kiiruse piki vaatejoont. Teisisõnu on võimalik kindlaks teha, millise kiirusega allikas läheneb või taandub.

Kui valgusallikas läheneb, nihkuvad spektrijooned lühemate lainepikkuste, eemaldumisel pikemate lainepikkuste suunas. Seda nähtust nimetatakse "Doppleri efektiks". Selgus, et galaktikates (välja arvatud mõned meile kõige lähemal asuvad) on spektrijooned alati nihutatud spektri pika lainepikkuse osale (joonte "punanihe") ja selle nihke suurus on mida suurem on galaktika meist.

See tähendab, et kõik galaktikad eemalduvad meist ja galaktikate eemaldudes suureneb "paisumise" kiirus. See saavutab tohutud väärtused. Näiteks punanihkest leitud raadiogalaktika Cygnus A taandumise kiirus on ligi 17 000 km/s. Pikka aega kuulus rekord väga nõrgale (20-magnituudis optiliste kiirte korral) raadiogalaktikale ZC 295. 1960. aastal saadi selle spekter. Selgus, et ioniseeritud hapniku juurde kuuluv teadaolev ultraviolettkiirguse spektrijoon on nihutatud spektri oranži piirkonda! Siit on lihtne leida, et selle hämmastava tähesüsteemi eemaldamise kiirus on 138 tuhat km / s ehk peaaegu pool valguse kiirusest! Raadiogalaktika 3C 295 on meist nii kaugel, et valgus läbib 5 miljardi aastaga. Nii on astronoomid uurinud valgust, mis kiirgas Päikese ja planeetide tekkimisel ning võib-olla isegi "natuke" varem... Sellest ajast alates on avastatud palju kaugemaid objekte.

Galaktikasüsteemi üldisele laienemisele kattuvad üksikute galaktikate kõikuvad kiirused, mis on tavaliselt võrdne mitmesaja kilomeetriga sekundis. Seetõttu ei esine meile lähimates galaktikates süstemaatilist punanihet. Lõppude lõpuks on nende galaktikate juhuslike (nn "omapäraste") liikumiste kiirused suuremad kui tavaline punanihke kiirus. Viimane suureneb galaktikate eemaldumisel umbes 50 km/s võrra iga miljoni parseki kohta. Seetõttu ületavad juhuslikud kiirused galaktikate puhul, mille kaugused ei ületa paari miljonit parseki punanihkest tingitud taandumise kiirust. Lähedal asuvate galaktikate seas on ka neid, mis meile lähenevad (näiteks Andromeeda udukogu M 31).

Galaktikad ei ole metagalaktilises ruumis ühtlaselt jaotunud, s.t. püsiva tihedusega. Neil on ilmne kalduvus moodustada eraldi rühmi või klastreid. Eelkõige moodustab umbes 20-st meie lähedal asuvast galaktikast koosnev rühm (sealhulgas meie galaktika) niinimetatud "kohaliku süsteemi". Kohalik süsteem on omakorda kaasatud suurde galaktikate parve, mille keskpunkt asub selles taevaosas, millele on projitseeritud Neitsi tähtkuju. Sellel klastril on mitu tuhat liiget ja see on üks suurimaid. Parvedevahelises ruumis on galaktikate tihedus kümme korda väiksem kui klastrite sees.

Tähelepanu juhitakse erinevusele galaktikaid moodustavate tähtede parvede ja galaktikaparvede vahel. Esimesel juhul on parve liikmete vahelised kaugused tähtede suurusega võrreldes tohutud, samas kui galaktikate keskmised kaugused galaktikaparvedes on vaid mitu korda suuremad kui galaktikate suurus. Teisest küljest ei saa galaktikate arvu parvedes võrrelda galaktikate tähtede arvuga. Kui käsitleda galaktikate kogumit teatud tüüpi gaasina, kus molekulide rolli täidavad üksikud galaktikad, siis peame seda keskkonda lugema äärmiselt viskoosseks.

Kuidas näeb meie mudelis välja metagalaktika, kus Maa orbiit on taandatud Bohri aatomi esimese orbiidi suurusele? Sellel skaalal on kaugus Andromeeda udukoguni mõnevõrra suurem kui 6 m, kaugus Virgo galaktikaparve keskosast, mis hõlmab meie kohalikku galaktikate süsteemi, on umbes 120 m ja parve suurus. ise on samas järjekorras. Raadiogalaktika Cygnus A eemaldatakse nüüd 2,5 km kauguselt ja kaugus raadiogalaktika 3C 295ni ulatub 25 km-ni ...

Tutvusime kõige üldisemal kujul Universumi põhiliste struktuuritunnuste ja mastaapidega. See on justkui külmunud raam selle arengust. See pole alati olnud selline, nagu me seda praegu näeme. Universumis muutub kõik: tähed ja udukogud tekivad, arenevad ja "surevad", Galaktika areneb loomulikul teel, muutub metagalaktika struktuur ja mastaabid.

Trepp lõpmatusse

Kuidas määrata kaugust tähtedeni? Kuidas sa tead, et Alpha Centauri on umbes 4 valgusaasta kaugusel? Tõepoolest, tähe heleduse kui sellise järgi ei saa te vaevalt midagi kindlaks teha - hämarate lähedal asuvate ja eredate kaugete tähtede sära võib olla sama. Ja ometi on palju üsna usaldusväärseid viise, kuidas määrata kaugust Maast universumi kaugeimate nurkadeni. Astromeetriline satelliit "Hipparkhos" määras 4-aastase töö eest kaugused 118 tuhande SPL-täheni

Mida iganes füüsikud ruumi kolmemõõtmelisuse, kuuemõõtmelisuse või isegi üheteistmõõtmelisuse kohta ütlevad, on astronoomi jaoks vaadeldav universum alati kahemõõtmeline. Kosmoses toimuvat näeme meie jaoks projektsioonina taevasfäärile, nii nagu filmis projitseeritakse kogu elu keerukus lameekraanile. Ekraanil saame tänu kolmemõõtmelise originaali tundmisele hõlpsasti eristada kauget lähedalt, kuid kahemõõtmelises tähtede hajumises pole visuaalset vihjet, mis võimaldaks muuta selle sobivaks kolmemõõtmeliseks kaardiks. tähtedevahelise laeva kursi kavandamiseks. Vahemaad on aga peaaegu poole astrofüüsika võtmeks. Kuidas eristada lähedalasuvat hämarat tähte kaugest, kuid eredast kvasarist ilma nendeta? Ainult teades kaugust objektini, saab hinnata selle energiat ja siit otsest teed selle füüsilise olemuse mõistmiseni.

Hiljutine näide kosmiliste kauguste määramatusest on gammakiirguse allikate probleem, mis on lühikesed kõva kiirguse impulsid, mis jõuavad Maale umbes kord päevas erinevatest suundadest. Esialgsed hinnangud nende kauguse kohta ulatusid sadadest astronoomilistest ühikutest (kümned valgustunnid) sadade miljonite valgusaastateni. Sellest lähtuvalt oli ka mudelite hajuvus muljetavaldav - alates komeetide hävitamisest antiainest Päikesesüsteemi äärealadel kuni kogu universumit raputavate neutrontähtede plahvatuste ja valgete aukude tekkeni. 1990. aastate keskpaigaks pakuti gammakiirguse olemusele üle saja erineva seletuse. Nüüd, kui saime hinnata nende allikate kaugusi, on jäänud vaid kaks mudelit.

Kuidas aga mõõta kaugust, kui joonlaud ega lokaatorikiir objektini ei ulatu? Appi tuleb tavalises maapealses geodeesias laialdaselt kasutatav triangulatsioonimeetod. Valime teadaoleva pikkusega segmendi - aluse, mõõdame selle otstest nurgad, mille all punkt on nähtav ühel või teisel põhjusel kättesaamatu ja seejärel annavad lihtsad trigonomeetrilised valemid vajaliku kauguse. Kui liigume aluse ühest otsast teise, siis näiv suund punktini muutub, see nihkub kaugemate objektide taustal. Seda nimetatakse parallaksi nihkeks või parallaksiks. Selle väärtus on seda väiksem, mida kaugemal objekt on, ja mida suurem, seda pikem on alus.

Tähtede kauguste mõõtmiseks tuleb võtta astronoomidele kättesaadav maksimaalne baas, mis on võrdne Maa orbiidi läbimõõduga. Vastavat tähtede parallaktilist nihkumist taevas (rangelt võttes pool sellest) hakati nimetama iga-aastaseks parallaksiks. Seda proovis mõõta Tycho Brahe, kellele ei meeldinud Koperniku idee Maa pöörlemisest ümber Päikese ja ta otsustas seda kontrollida – parallaksid tõestavad ju ka Maa orbitaalliikumist. Läbiviidud mõõtmiste täpsus oli 16. sajandi kohta muljetavaldav – umbes üks kaareminut, kuid see oli täiesti ebapiisav parallaksite mõõtmiseks, millest Brahel endal aimugi polnud ja järeldas Koperniku süsteemi valest.

Kaugus täheparvedest määratakse põhijärjestuse sobitusmeetodiga

Järgmise rünnaku parallaksi vastu tegi 1726. aastal inglane James Bradley, Greenwichi observatooriumi tulevane direktor. Esialgu tundus, et õnn naeratab talle: vaatlusteks valitud täht Gamma Draco kõikus tõepoolest aasta jooksul 20 kaaresekundi pikkusega oma keskmise asukoha ümber. Selle nihke suund erines aga parallaksite puhul eeldatust ja Bradley leidis peagi õige seletuse: Maa orbiidi kiirus liidetakse tähelt tuleva valguse kiirusega ja muudab selle näivat suunda. Samamoodi jätavad vihmapiisad bussi akendele kaldteed. See nähtus, mida nimetatakse iga-aastaseks aberratsiooniks, oli esimene otsene tõend Maa liikumisest ümber Päikese, kuid sellel polnud parallaksitega mingit pistmist.

Alles sajand hiljem saavutas goniomeetriliste instrumentide täpsus vajaliku taseme. XIX sajandi 30. aastate lõpus purustati John Herscheli sõnade kohaselt "sein, mis takistas tungimist tähe universumisse, peaaegu üheaegselt kolmest kohast." 1837. aastal avaldas Vassili Jakovlevitš Struve (sel ajal Derpti observatooriumi ja hiljem Pulkovo observatooriumi direktor) tema mõõdetud Vega parallaksi - 0,12 kaaresekundit. Järgmisel aastal teatas Friedrich Wilhelm Bessel, et 61. Cygni tähe parallaks on 0,3". Ja aasta hiljem mõõtis šoti astronoom Thomas Henderson, kes töötas lõunapoolkeral Hea Lootuse neeme juures, aastal parallaksi. Alpha Centauri süsteem - 1,16 ". Tõsi, hiljem selgus, et see väärtus oli 1,5 korda üle hinnatud ja terves taevas pole ühtegi tähte, mille parallaks oleks üle 1 kaaresekundi.

Parallaktilise meetodiga mõõdetavate kauguste jaoks võeti kasutusele spetsiaalne pikkuse mõõtühik - parsek (alates parallaktilisest sekundist, pc). Üks parsek sisaldab 206 265 astronoomilist ühikut ehk 3,26 valgusaastat. Just sellelt kauguselt on näha Maa orbiidi raadius (1 astronoomiline ühik = 149,5 miljonit kilomeetrit) 1 sekundi nurga all. Tähe kauguse määramiseks parsekides tuleb üks jagada selle parallaksiga sekundites. Näiteks meile lähimale tähesüsteemile Alpha Centaurile 1/0,76 = 1,3 parsekit ehk 270 000 astronoomilist ühikut. Tuhat parsekit nimetatakse kiloparsekiks (kpc), miljonit parseki megaparsekiks (Mpc) ja miljardit gigaparsekiks (Gpc).

Äärmiselt väikeste nurkade mõõtmine nõudis tehnilist keerukust ja suurt hoolsust (Bessel näiteks töötles üle 400 Cygnus 61 üksikvaatluse), kuid pärast esimest läbimurret läks asi lihtsamaks. 1890. aastaks mõõdeti juba kolmekümne tähe parallakse ja kui fotograafiat hakati astronoomias laialdaselt kasutama, pandi parallaksite täpne mõõtmine täielikult voolu. Parallaksi mõõtmised on ainus meetod üksikute tähtede kauguste otseseks määramiseks. Maapealsete vaatluste ajal ei võimalda atmosfääri interferents aga parallaksimeetodil mõõta vahemaid üle 100 pc. Universumi jaoks pole see väga suur väärtus. ("Siin pole kaugel, sada parsekit," nagu Gromozeka ütles.) Kui geomeetrilised meetodid ebaõnnestuvad, tulevad appi fotomeetrilised meetodid.

Geomeetrilised kirjed

Viimastel aastatel on üha sagedamini avaldatud kauguste mõõtmise tulemusi väga kompaktsete raadiokiirgusallikate – maseriteni. Nende kiirgus langeb raadioulatusse, mis võimaldab neid jälgida raadiointerferomeetritel, mis on võimelised mõõtma objektide koordinaate mikrosekundi täpsusega, mis on kättesaamatu tähtede vaatlemise optilises vahemikus. Tänu maseritele saab trigonomeetrilisi meetodeid rakendada mitte ainult meie galaktika kaugemate objektide, vaid ka teiste galaktikate puhul. Näiteks 2005. aastal määrasid Andreas Brunthaler (Saksamaa) ja tema kolleegid kauguse M33 galaktikast (730 kpc), võrreldes masserite nurknihet selle tähesüsteemi pöörlemiskiirusega. Aasta hiljem rakendasid Ye Xu (Hiina) ja kolleegid "kohalike" maserallikate puhul klassikalist parallaksi meetodit, et mõõta kaugust (2 kpc) ühe meie galaktika spiraalharuni. Võib-olla õnnestus J. Hernstinil (USA) ja kolleegidel 1999. aastal kõige kaugemale jõuda. Astronoomid, jälgides aktiivse galaktika NGC 4258 tuumas asuva musta augu ümber paikneva akretsiooniketta massirite liikumist, on kindlaks teinud, et see süsteem asub meist 7,2 Mpc kaugusel. Praeguseks on see geomeetriliste meetodite absoluutne rekord.

Astronoomide standardküünlad

Mida kaugemal meist on kiirgusallikas, seda hämaram see on. Kui teate objekti tegelikku heledust, saate seda nähtava heledusega võrreldes leida kauguse. Tõenäoliselt esimene, kes rakendas seda ideed tähtede kauguste mõõtmisel, oli Huygens. Öösel jälgis ta Siriust ja päeval võrdles ta selle sära pisikese auguga ekraanil, mis kattis Päikest. Olles valinud augu suuruse nii, et mõlemad heledused langesid kokku, ning võrreldes augu ja päikeseketta nurkade väärtusi, jõudis Huygens järeldusele, et Sirius on meist 27 664 korda kaugemal kui Päike. See on 20 korda väiksem tegelikust vahemaast. Osalt tulenes viga sellest, et Sirius on tegelikult Päikesest palju heledam, osalt aga heleduse mälu järgi võrdlemise raskusest.

Fotomeetriliste meetodite vallas toimus läbimurre fotograafia tulekuga astronoomias. 20. sajandi alguses tegi Harvardi kolledži observatoorium suuremahulisi töid tähtede heleduse määramiseks fotoplaatidelt. Erilist tähelepanu pöörati muutuvatele tähtedele, mille heledus kõigub. Uurides väikeses Magellani pilves eriklassi muutuvaid tähti - tsefeide, märkas Henrietta Leavitt, et mida heledamad nad on, seda pikem oli nende heleduse kõikumise periood: mitmekümnepäevase perioodiga tähed osutusid umbes 40-ks. korda heledamad kui tähed, mille periood on umbes päev.

Kuna kõik Levitti tsefeidid asusid samas tähesüsteemis – Väikeses Magellani Pilves, siis võis arvata, et nad eemaldati meist samal (kuigi teadmata) kaugusel. See tähendab, et nende näilise heleduse erinevus on seotud tegelike heleduse erinevustega. Üle jäi geomeetrilise meetodi abil määrata kaugus ühe kefeidini, et kalibreerida kogu sõltuvus ja perioodi mõõtmise abil määrata iga tsefeidi tegelik heledus ning selle järgi kaugus tähe ja täheni. seda sisaldav süsteem.

Kuid kahjuks pole Maa läheduses tsefeide. Lähim neist, polaartäht, asub praegu teadaolevalt Päikesest 130 pc kaugusel, see tähendab, et maapealsete parallaksimõõtmiste jaoks ei ole võimalik seda teha. See ei võimaldanud visata otse parallaksidelt silda tsefeididele ja astronoomidel tuli ehitada konstruktsioon, mida nüüd piltlikult nimetatakse distantsredeliks.

Vaheastmeks sellel olid avatud täheparved, sealhulgas mitmekümnest sadadeni tähtede, mida ühendab ühine sünniaeg ja -koht. Kui joonistada kõigi parve tähtede temperatuur ja heledus, langeb enamik punkte ühele kaldjoonele (täpsemalt ribale), mida nimetatakse põhijadaks. Temperatuur määratakse suure täpsusega tähe spektrist ning heledus määratakse näiva heleduse ja kauguse järgi. Kui kaugus on teadmata, tuleb taas appi tõsiasi, et kõik parve tähed on meist peaaegu samal kaugusel, nii et parve sees saab heleduse mõõtmiseks siiski kasutada näivat heledust.

Kuna tähed on kõikjal ühesugused, peavad kõikide klastrite põhijärjestused ühtima. Erinevused tulenevad ainult asjaolust, et need asuvad erineval kaugusel. Kui määrame geomeetrilise meetodiga kauguse ühe klastrini, siis saame teada, milline näeb välja “päris” põhijada, ja seejärel, võrreldes sellega teiste klastrite andmeid, määrame kaugused nendeni. Seda tehnikat nimetatakse "põhijärjestuse sobitamiseks". Pikka aega olid selle standardiks Plejaadid ja hüaadid, mille kaugused määrati rühmaparallakside meetodil.

Astrofüüsika õnneks on tsefeide leitud umbes kahekümnest avatud klastrist. Seega, mõõtes kaugusi nende klastriteni põhijada sobitamise abil, võib "jõuda redelile" kolmandal astmel olevate tsefeidideni.

Kauguste indikaatorina on tsefeidid väga mugavad: neid on suhteliselt palju – neid leidub igas galaktikas ja isegi igas kerasparves ning hiiglaslike tähtedena on nad piisavalt eredad, et mõõta neist galaktikatevahelisi kaugusi. Tänu sellele on nad pälvinud palju kõrgetasemelisi epiteete, nagu "universumi majakad" või "astrofüüsika verstapostid". Tsefeidi "joonlaud" ulatub kuni 20 Mpc - see on umbes sada korda suurem kui meie galaktika. Edasi ei saa neid enam eristada ka kõige võimsamate moodsate pillidega ning distantsredeli neljandale astmele tõusmiseks on vaja midagi heledamat.

RUUMIKAUGUSTE MÕÕTMISE MEETODID

Universumi otsteni

Üks võimsamaid ekstragalaktilisi meetodeid kauguste mõõtmiseks põhineb mustril, mida tuntakse Tully-Fisheri seosena: mida heledam on spiraalgalaktika, seda kiiremini see pöörleb. Kui galaktikat vaadata servapidi või olulise kalde all, liigub pool selle ainest pöörlemise tõttu meie poole ja pool taandub, mis toob kaasa spektrijoonte laienemise Doppleri efekti tõttu. See laienemine määrab selle järgi pöörlemiskiiruse - heleduse ja seejärel näiva heledusega võrdluse põhjal - kauguse galaktikast. Ja loomulikult on selle meetodi kalibreerimiseks vaja galaktikaid, mille kaugused on juba tsefeidide abil mõõdetud. Tully-Fisheri meetod on väga pikamaa ja hõlmab meist sadade megaparsekkide kaugusel asuvaid galaktikaid, kuid sellel on ka piir, kuna liiga kaugete ja nõrkade galaktikate jaoks pole võimalik saada piisavalt kvaliteetseid spektreid.

Mõnevõrra suuremal kaugustel töötab teine ​​“standardküünal” – Ia tüüpi supernoova. Selliste supernoovade sähvatused on "sama tüüpi" valgete kääbuste termotuumaplahvatused, mille mass on kriitilisest veidi suurem (1,4 päikesemassi). Seetõttu pole neil põhjust võimsuses väga palju erineda. Selliste supernoovade vaatlused lähedalasuvates galaktikates, mille kaugusi saab määrata tsefeidide järgi, näivad seda püsivust kinnitavat ja seetõttu kasutatakse kauguste määramiseks tänapäeval laialdaselt kosmilisi termotuumaplahvatusi. Neid on meist näha isegi miljardeid parseke, kuid kunagi ei tea, millise galaktika kauguseni saab mõõta, sest pole täpselt teada, kus järgmine supernoova puhkeb.

Seni lubab veelgi kaugemale liikuda vaid üks meetod – punanihked. Selle ajalugu, nagu ka tsefeidide ajalugu, algab samaaegselt 20. sajandiga. 1915. aastal märkas ameeriklane Westo Slifer galaktikate spektreid uurides, et enamikus neist on jooned "labori" asendi suhtes punanihked. 1924. aastal märkas sakslane Karl Wirtz, et see nihe on seda tugevam, mida väiksem on galaktika nurk. Kuid ainult Edwin Hubble suutis 1929. aastal need andmed ühtseks pildiks tuua. Doppleri efekti järgi tähendab joonte punanihe spektris seda, et objekt liigub meist eemale. Võrreldes galaktikate spektreid nendeni tsefeidide poolt määratud kaugustega, sõnastas Hubble seaduse: galaktika eemaldamise kiirus on võrdeline kaugusega selleni. Selle suhte proportsionaalsuskoefitsienti nimetatakse Hubble'i konstandiks.

Nii avastati universumi paisumine ja koos sellega ka võimalus määrata galaktikate kaugusi nende spektritest, muidugi eeldusel, et Hubble’i konstant on seotud mõne teise “valitsejaga”. Hubble ise sooritas selle köitmise peaaegu suurusjärgu veaga, mis parandati alles 1940. aastate keskel, kui selgus, et tsefeiidid jagunevad mitmeks tüübiks, millel on erinev “perioodi-heleduse” suhe. Kalibreerimine viidi läbi "klassikaliste" tsefeidide põhjal ja alles siis jõudis Hubble'i konstandi väärtus tänapäevaste hinnangute lähedale: 50–100 km/s iga galaktika kauguse megaparseki kohta.

Nüüd kasutatakse punanihkeid kauguste määramiseks galaktikateni, mis asuvad meist tuhandete megaparsekkide kaugusel. Tõsi, need vahemaad on megaparsekkides märgitud ainult populaarsetes artiklites. Fakt on see, et need sõltuvad arvutustes kasutatud universumi evolutsiooni mudelist ja pealegi pole laienevas ruumis päris selge, millist kaugust silmas peetakse: seda, millel galaktika kiirguse emissiooni hetkel oli. , või see, mille juures see Maal vastuvõtmise ajal asub, või vahemaa, mille valgus läbib teel alguspunktist lõpp-punkti. Seetõttu eelistavad astronoomid näidata kaugemate objektide puhul ainult otseselt vaadeldavat punanihke väärtust, ilma seda megaparsekkideks teisendamata.

Punanihked on praegu ainus meetod "kosmoloogiliste" kauguste hindamiseks, mis on võrreldavad "universumi suurusega", ja samal ajal on see võib-olla kõige levinum tehnika. 2007. aasta juulis avaldati 77 418 767 galaktika punanihkete kataloog. Selle loomisel kasutati aga mõnevõrra lihtsustatud automaatset spektrite analüüsimise tehnikat ja seetõttu võisid mõnesse väärtustesse pugeda vead.

Meeskonnamäng

Geomeetrilised kauguste mõõtmise meetodid ei piirdu ainult aastaparallaksiga, mille puhul võrreldakse tähtede näivaid nurknihkeid Maa liikumisega selle orbiidil. Teine lähenemisviis põhineb Päikese ja tähtede liikumisel üksteise suhtes. Kujutage ette täheparve, mis lendab Päikesest mööda. Perspektiiviseaduste kohaselt koonduvad selle tähtede nähtavad trajektoorid, nagu rööpad silmapiiril, ühte punkti - kiirgavasse. Selle asukoht näitab nurka, mille all kobar lendab vaatejoonele. Seda nurka teades saab tähtede liikumise parves lagundada kaheks komponendiks – piki vaatejoont ja sellega risti piki taevasfääri – ning määrata nendevahelise proportsiooni. Tähtede radiaalkiirust kilomeetrites sekundis mõõdetakse Doppleri efektiga ning leitud proportsiooni arvesse võttes arvutatakse kiiruse projektsioon taevasse - ka kilomeetrites sekundis. Jääb üle võrrelda neid tähtede joonkiirusi pikaajaliste vaatluste tulemuste põhjal määratud nurkkiirustega ja vahemaa on teada! See meetod töötab kuni mitusada parseki, kuid on rakendatav ainult täheparvedele ja seetõttu nimetatakse seda rühmaparallaksi meetodiks. Nii mõõdeti esmakordselt vahemaad hüaadide ja plejaadideni.

Trepist alla, mis viib üles

Ehitades oma redelit universumi äärealadele, vaikisime vundamendist, millel see toetub. Samal ajal annab parallaksi meetod kauguse mitte võrdlusmeetrites, vaid astronoomilistes ühikutes ehk maakera orbiidi raadiustes, mille väärtust samuti kohe ei määratud. Nii et vaatame tagasi ja laskume mööda kosmiliste kauguste redelit Maale.

Tõenäoliselt esimene, kes määras Päikese kauguse, oli Aristarchus Samosest, kes pakkus välja maailma heliotsentrilise süsteemi poolteist tuhat aastat enne Kopernikut. Selgus, et Päike on meist 20 korda kaugemal kui Kuu. See hinnang, nagu me praegu teame, alahinnatud 20 korda, kestis Kepleri ajastuni. Kuigi ta ise astronoomilist ühikut ei mõõtnud, märkis ta juba, et Päike peaks olema palju kaugemal, kui Aristarchos (ja kõik teised astronoomid talle järgisid) arvas.

Esimese enam-vähem vastuvõetava hinnangu Maa ja Päikese kauguse kohta said Jean Dominique Cassini ja Jean Richet. Aastal 1672, Marsi opositsiooni ajal, mõõtsid nad selle asukohta tähtede suhtes samaaegselt Pariisist (Cassini) ja Cayenne'ist (Richet). Kaugus Prantsusmaalt Prantsuse Guajaanasse oli parallaktilise kolmnurga alus, mille põhjal nad määrasid kauguse Marsist ja arvutasid seejärel taevamehaanika võrranditest astronoomilise ühiku, saades väärtuseks 140 miljonit kilomeetrit.

Järgmise kahe sajandi jooksul sai Veenuse transiidid üle päikeseketta peamiseks vahendiks päikesesüsteemi ulatuse määramisel. Vaatledes neid samaaegselt maakera erinevatest osadest, on võimalik arvutada kaugus Maast Veenuseni ja sellest tulenevalt ka kõik teised kaugused Päikesesüsteemis. XVIII-XIX sajandil täheldati seda nähtust neli korda: aastatel 1761, 1769, 1874 ja 1882. Nendest vaatlustest sai üks esimesi rahvusvahelisi teadusprojekte. Varustati suuremahulised ekspeditsioonid (1769. aasta Inglise ekspeditsiooni juhtis kuulus James Cook), loodi spetsiaalsed vaatlusjaamad ... Ja kui Venemaa pakkus 18. sajandi lõpus Prantsuse teadlastele ainult võimalust läbipääsu jälgida. oma territooriumilt (Tobolskist), siis 1874. ja 1882. aastal on uurimistöös aktiivselt osalenud juba Venemaa teadlased. Kahjuks on vaatluste äärmuslik keerukus kaasa toonud märkimisväärse lahknevuse astronoomilise üksuse hinnangutes – umbes 147–153 miljonit kilomeetrit. Usaldusväärsem väärtus - 149,5 miljonit kilomeetrit - saadi alles 19.-20. sajandi vahetusel asteroidide vaatluste põhjal. Ja lõpuks tuleb arvestada, et kõigi nende mõõtmiste tulemused põhinesid teadmisel baasi pikkusest, mille rollis astronoomilise ühiku mõõtmisel mõjus Maa raadius. Nii panid lõpuks kosmiliste kauguste redeli aluse maamõõtjad.

Alles 20. sajandi teisel poolel ilmusid teadlaste käsutusse põhimõtteliselt uued meetodid kosmiliste kauguste määramiseks - laser ja radar. Need võimaldasid suurendada mõõtmiste täpsust päikesesüsteemis sadu tuhandeid kordi. Marsi ja Veenuse radari viga on mitu meetrit ning Kuule paigaldatud nurgareflektorite kaugust mõõdetakse sentimeetrites. Astronoomilise ühiku praegu aktsepteeritud väärtus on 149 597 870 691 meetrit.

"Hipparkhose" raske saatus

Selline radikaalne areng astronoomilise üksuse mõõtmisel tõstatas uuel viisil küsimuse tähtede kaugustest. Parallaksite määramise täpsust piirab Maa atmosfäär. Seetõttu tekkis juba 1960. aastatel idee tuua kosmosesse goniomeetriline instrument. See realiseeriti 1989. aastal Euroopa astromeetrilise satelliidi Hipparkhose orbiidiga. See nimi on väljakujunenud, kuigi formaalselt mitte päris õige tõlge ingliskeelsest nimest HIPPARCOS, mis on lühend sõnast High Precision Parallax Collecting Satellite ("satelliit ülitäpsete parallaksite kogumiseks") ja ei lange kokku ingliskeelse kirjapildiga. kuulsa Vana-Kreeka astronoomi nimi - Hipparkhos, esimese tähekataloogi autor.

Satelliidi loojad seadsid endale väga ambitsioonika ülesande: mõõta millisekundi täpsusega enam kui 100 tuhande tähe parallakse, see tähendab jõuda Maast sadade parsekkide kaugusel asuvate tähtedeni. Vaja oli selgitada kaugusi mitme avatud täheparveni, eriti hüaadide ja plejaadideni. Kuid mis kõige tähtsam, sai võimalikuks "üle astme hüpata", mõõtes otse vahemaad tsefeidide endini.

Ekspeditsioon algas vaevaliselt. Ülemise etapi rikke tõttu ei sisenenud Hipparkhos arvutatud geostatsionaarsele orbiidile ja jäi vahepealsele väga piklikule trajektoorile. Euroopa Kosmoseagentuuri spetsialistid said olukorraga siiski hakkama ning orbitaalastromeetriline teleskoop töötas edukalt 4 aastat. Tulemuste töötlemine kestis sama kaua ja 1997. aastal ilmus tähtede kataloog 118 218 valgusti, sealhulgas umbes kahesaja tsefeidi parallaksi ja õigete liikumistega.

Kahjuks pole paljudes küsimustes soovitud selgust veel saabunud. Plejaadide tulemus osutus kõige arusaamatumaks - eeldati, et Hipparkhos selgitab kaugust, mis varem oli hinnanguliselt 130-135 parsekit, kuid praktikas selgus, et Hipparkhos parandas seda, saades väärtuseks vaid 118. parsekid. Uue väärtuse aktsepteerimine nõuaks korrigeerimist nii tähtede evolutsiooni teoorias kui ka galaktikatevaheliste kauguste skaalas. See oleks astrofüüsika jaoks tõsine probleem ja kaugust Plejaadideni hakati hoolikalt kontrollima. 2004. aastaks olid mitmed rühmad iseseisvalt saanud hinnangu kauguse kohta klastrist vahemikus 132–139 tk. Hakati kostma solvavaid hääli vihjetega, et satelliidi valele orbiidile viimise tagajärgi pole ikka veel võimalik täielikult kõrvaldada. Seega üldiselt seati kahtluse alla kõik tema poolt mõõdetud parallaksid.

Hipparkhose meeskond oli sunnitud tunnistama, et mõõtmised olid üldiselt täpsed, kuid võib-olla tuleb neid uuesti töödelda. Asi on selles, et parallakse ei mõõdeta kosmoseastromeetrias otse. Selle asemel mõõtis Hipparkhos nelja aasta jooksul ikka ja jälle nurki arvukate tähepaaride vahel. Need nurgad muutuvad nii parallaktilise nihke kui ka tähtede õige liikumise tõttu ruumis. Vaatlustest parallaksi väärtuste täpseks "väljatõmbamiseks" on vaja üsna keerulist matemaatilist töötlust. Seda pidin kordama. Uued tulemused avaldati 2007. aasta septembri lõpus, kuid pole veel selge, kui palju see on parandanud.

Kuid Hipparkhose probleemid ei lõpe sellega. Tema määratud tsefeidide parallaksid osutusid "perioodi-heleduse" suhte enesekindlaks kalibreerimiseks ebapiisavalt täpseks. Seega ei suutnud satelliit teist eesseisvat ülesannet lahendada. Seetõttu kaalutakse praegu maailmas mitmeid uusi kosmoseastromeetria projekte. Euroopa Gaia projekt, mis peaks käivituma 2012. aastal, on rakendamisele kõige lähemal. Selle tööpõhimõte on sama, mis Hipparkhosel – tähepaaride vaheliste nurkade korduv mõõtmine. Tänu võimsale optikale suudab see aga vaadelda palju hämaramaid objekte ning interferomeetria meetodi kasutamine tõstab nurkade mõõtmise täpsust kümnete kaaremikrosekunditeni. Eeldatakse, et Gaia suudab kiloparsekide vahemaid mõõta mitte rohkem kui 20% veaga ja määrab mitmeaastase töö käigus umbes miljardi objekti asukoha. Nii konstrueeritakse Galaktika olulise osa kolmemõõtmeline kaart.

Aristotelese universum lõppes üheksa vahemaa kaugusel Maast Päikeseni. Kopernik uskus, et tähed asuvad Päikesest 1000 korda kaugemal. Parallaksid lükkasid valgusaastate võrra eemale isegi lähimad tähed. 20. sajandi alguses tegi Ameerika astronoom Harlow Shapley tsefeidide abil kindlaks, et galaktika läbimõõt (mille ta tuvastas universumiga) mõõdeti kümnetes tuhandetes valgusaastates ja tänu Hubble'ile ka piirid. Universumi osa laienes mitme gigaparsekini. Kui lõplikud need on?

Muidugi on igal distantsredeli astmel omad suuremad või väiksemad vead, kuid üldiselt on Universumi mastaabid hästi määratletud, kontrollitud erinevate sõltumatute meetoditega ja annavad kokku ühtse ühtse pildi. Seega tunduvad universumi praegused piirid kõigutamatud. See aga ei tähenda, et ühel päeval me ei tahaks mõõta kaugust sellest mõne naaberuniversumini!

Šklovski I.S., Dmitri Wiebe. Maa (Sol III).

Materjalide põhjal: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. "Universum, elu, meel" / Toim. N.S. Kardašev ja V.I. Moroza – 6. väljaanne.

Universumi kauguste skaalad. Suuruste ja vahemaade hindamise meetodid

Universumi lõpmatus ja avarused äratavad imetlust ja aukartust.

Niisiis, saksa füüsik, õhupumba leiutaja, kes näitas õhurõhu olemasolu (katse Magdeburgi poolkeradega ʼʼ) ja uuris paljusid ᴇᴦο omadusi, korraldas O. von Guericke katsed tõestamaks, et universum on tühi, kõikjal esinev. ja lõpmatu. See läks vastuollu 17. sajandi alguse teadusega. Ta kirjutas, et ᴇᴦο, püüdes maailma struktuuri tundma õppida, oli ennekõike šokeeritud kujuteldamatust ulatusest.

Universum. Tema oli see, kes äratas temas kummitava soovi olla kindel, mis see taevakehade vahel levib˸ ʼʼMis see sisuliselt on? Aga see sisaldab kõike ja annab koha olemisele ja olemasolule. Võib-olla on see mingi tuline taevane aine, tahke (nagu väitsid aristotellased), vedel (nagu Kopernik ja Tycho Brahe arvavad) või mingi läbipaistev viies essents? Või on ruum vaba igasugusest mateeriast, st. seal on pidevalt eitatud tühjusʼʼ.

Kaugusi tähtede maailmas mõõdetakse valgusaastates (1 valgusaasta ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 km) või parsekides (1 tk = 3,26 valgusaastat = 206 265 AU = = 3, 1 ‣‣‣‣ 10 m). Kaugus Maast Päikeseni 1 AU (astronoomiline ühik) ≈ 150 miljonit km, ᴇᴦο valgus läbib 8,5 minutiga. Kuu on umbes 1 St. s ehk 384 tuhat km ehk 60 raadiust Maast. Päikesesüsteemi läbimõõt on mitu valgustundi ja lähim täht (Kentauruse tähtkuju Proxima) on umbes 4 valgustunni kaugusel. aastat.

Iidsetel aegadel olid eri rahvastel Maast ja selle kujust erinevad arusaamad. Nii kujutasid hindud Maad ette lennukina, mis lebab elevantide seljas; Babüloni elanikud - mäe kujul, mille läänenõlval asub Babüloonia; juudid - tasandiku kujul jne. Kuid igal juhul usuti, et mõnes kohas on taevakuppel ühendatud maa taevalaotusega. Maateadus, geograafia, võlgneb oma välimuse ja arengu iidsetele kreeklastele, kes esindasid maailma ümmarguse tordi kujul, mille keskmes oli Kreeka. Miletose Hecateus arvutas isegi selle läbimõõdu - 8000 km. Meie kaugete esivanemate jaoks oli ruumis orienteerumisel suur tähtsus. Tellimus andis tagatise.

Mesopotaamias ja Egiptuses olid taevavaatlused preestrite eesõigus ja neid seostati astroloogiaga. Inimesed märkasid, et planeedid liiguvad tähtede taustal (kreeka keelest. planeedid- uitamine). Hakati tegema inimest ümbritseva maailmaruumi mudeleid, Maailma mudeleid. Inimene ja järelikult ka meie Maa asetati maailma keskmesse. Inimese selline silmapaistev positsioon vastas vaatleja ideedele. Aristoteles andis sellisele süsteemile loodusfilosoofilise põhjenduse, ta kujutas kosmost kui suurt hulka üksteisega seotud materiaalseid sfääre, millest igaüks järgib oma seadusi. Ta ei suutnud seletada taevakehade näilist liikumist idast läände ja piirdus väitega ˸ ʼʼLoodus rakendab alati parimaid võimalusiʼʼ. Teine Platoni õpilane Eudoxus püüdis leida planeetide kinemaatikat, tuginedes hüpoteesile liikumisest mööda ideaalset kõverat – ringi. Selleks pidi ta valima Päikese ja Kuu näiva liikumise kirjeldamiseks kolme (ja seejärel seitsme) sfääri kiirused ja liikumissuunad ning planeetide puhul 26 sfääri. Aristoteles kasutas juba 56 sfääri ja matemaatik Apollonius pakkus välja epitsüklite teooria: planeet liigub ringikujulisel orbiidil, mille kese kirjeldab ringi ümber Maa. Selle süsteemi töötas välja kuulus astronoom Hipparkhos, kes koostas esimese 850 tähe kataloogi, tuvastas tähtkujud ja avastas Maa telje pretsessiooni. Teda peetakse üheks astronoomia rajajaks. Aristoteleses pole kõik nii

Universumi kauguste skaalad. Suuruste ja kauguste hindamise meetodid – mõiste ja tüübid. Kategooria "Universumi kauguste skaalad. Suuruste ja kauguste hindamise meetodid" klassifikatsioon ja tunnused 2015, 2017-2018.