Échelle de l'espace. Les dimensions inimaginables de l'espace extra-atmosphérique. La distance entre notre Terre et la Lune
Que savons-nous de l'univers, à quoi ressemble le cosmos ? L'univers est un monde sans limites difficile à appréhender par l'esprit humain, qui semble irréel et immatériel. En fait, nous sommes entourés de matière, illimitée dans l'espace et dans le temps, capable de prendre diverses formes. Afin d'essayer de comprendre la véritable échelle de l'espace extra-atmosphérique, le fonctionnement de l'Univers, la structure de l'univers et les processus d'évolution, nous devrons franchir le seuil de notre propre vision du monde, regarder le monde qui nous entoure sous un angle différent, de l'intérieur.
Un regard sur les vastes étendues de l'espace depuis la Terre
La formation de l'univers : premiers pas
L'espace que nous observons à travers les télescopes n'est qu'une partie de l'univers stellaire, la soi-disant mégagalaxie. Les paramètres de l'horizon cosmologique de Hubble sont colossaux - 15 à 20 milliards d'années-lumière. Ces données sont approximatives, car dans le processus d'évolution, l'Univers est en constante expansion. L'expansion de l'univers se produit par la propagation d'éléments chimiques et du rayonnement de fond cosmique à micro-ondes. La structure de l'univers est en constante évolution. Dans l'espace, des amas de galaxies apparaissent, les objets et les corps de l'Univers sont des milliards d'étoiles qui forment des éléments de l'espace proche - des systèmes stellaires avec des planètes et des satellites.
Où est le début ? Comment l'univers a-t-il vu le jour ? Vraisemblablement, l'âge de l'Univers est de 20 milliards d'années. Il est possible que la protomatière chaude et dense soit devenue la source de matière cosmique, dont l'amas a explosé à un certain moment. Les plus petites particules formées à la suite de l'explosion se sont dispersées dans toutes les directions et continuent de s'éloigner de l'épicentre à notre époque. La théorie du Big Bang, qui domine désormais la communauté scientifique, est la description la plus précise du processus de formation de l'Univers. La substance résultant d'un cataclysme cosmique était une masse hétérogène constituée des plus petites particules instables qui, se heurtant et se dispersant, ont commencé à interagir les unes avec les autres.
Le Big Bang est une théorie de l'origine de l'univers expliquant sa formation. Selon cette théorie, il y avait initialement une certaine quantité de matière qui, à la suite de certains processus, a explosé avec une force colossale, dispersant une masse de mère dans l'espace environnant.
Quelque temps plus tard, selon les standards cosmiques - un instant, selon la chronologie terrestre - des millions d'années, le stade de la matérialisation de l'espace est venu. De quoi est fait l'univers? La matière dispersée a commencé à se concentrer en caillots, grands et petits, à la place desquels les premiers éléments de l'Univers ont ensuite commencé à apparaître, d'énormes masses de gaz - la pépinière des futures étoiles. Dans la plupart des cas, le processus de formation des objets matériels dans l'Univers est expliqué par les lois de la physique et de la thermodynamique, cependant, il existe un certain nombre de points qui ne peuvent pas encore être expliqués. Par exemple, pourquoi dans une partie de l'espace la substance en expansion est plus concentrée, tandis que dans une autre partie de l'univers la matière est très raréfiée. Les réponses à ces questions ne peuvent être obtenues que lorsque le mécanisme de formation des objets spatiaux, grands et petits, devient clair.
Or le processus de formation de l'Univers s'explique par l'action des lois de l'Univers. L'instabilité gravitationnelle et l'énergie dans différentes zones ont déclenché la formation de protoétoiles, qui à leur tour, sous l'influence des forces centrifuges et de la gravité, ont formé des galaxies. En d'autres termes, alors que la matière continuait et continuait à se dilater, des processus de compression ont commencé sous l'influence des forces gravitationnelles. Des particules de nuages de gaz ont commencé à se concentrer autour du centre imaginaire, formant finalement un nouveau sceau. Le matériau de construction de ce chantier gigantesque est l'hydrogène moléculaire et l'hélium.
Les éléments chimiques de l'Univers sont le matériau de construction principal à partir duquel la formation des objets de l'Univers a ensuite procédé.
De plus, la loi de la thermodynamique commence à fonctionner, les processus de décroissance et d'ionisation sont activés. Les molécules d'hydrogène et d'hélium se décomposent en atomes, à partir desquels, sous l'influence des forces gravitationnelles, se forme le noyau d'une protoétoile. Ces processus sont les lois de l'Univers et ont pris la forme d'une réaction en chaîne, se produisant dans tous les coins éloignés de l'Univers, remplissant l'univers de milliards, de centaines de milliards d'étoiles.
Évolution de l'univers : Faits saillants
Aujourd'hui, dans les milieux scientifiques, il existe une hypothèse sur la cyclicité des états à partir desquels se tisse l'histoire de l'Univers. Ayant surgi à la suite de l'explosion de protomatière, les accumulations de gaz sont devenues une pépinière d'étoiles, qui à leur tour ont formé de nombreuses galaxies. Cependant, ayant atteint une certaine phase, la matière dans l'Univers commence à lutter pour son état d'origine concentré, c'est-à-dire L'explosion et l'expansion subséquente de la matière dans l'espace sont suivies d'une compression et d'un retour à un état superdense, au point de départ. Par la suite, tout se répète, la naissance est suivie de la finale, et ainsi de suite pendant plusieurs milliards d'années, à l'infini.
Le début et la fin de l'univers conformément à la nature cyclique de l'évolution de l'univers
Cependant, après avoir omis le sujet de la formation de l'Univers, qui reste une question ouverte, nous devrions passer à la structure de l'univers. Dans les années 30 du XXe siècle, il est devenu clair que l'espace extra-atmosphérique est divisé en régions - les galaxies, qui sont d'énormes formations, chacune avec sa propre population stellaire. Cependant, les galaxies ne sont pas des objets statiques. La vitesse d'expansion des galaxies à partir du centre imaginaire de l'Univers est en constante évolution, comme en témoignent la convergence de certaines et l'éloignement des autres les unes des autres.
Tous ces processus, du point de vue de la durée de la vie terrestre, durent très lentement. Du point de vue de la science et de ces hypothèses, tous les processus évolutifs se produisent rapidement. Classiquement, l'évolution de l'Univers peut être divisée en quatre étapes - ères :
- ère des hadrons ;
- ère des leptons ;
- l'ère des photons ;
- ère stellaire.
Échelle de temps cosmique et évolution de l'Univers, selon laquelle l'apparition des objets spatiaux peut être expliquée
Au premier stade, toute la matière était concentrée dans une grande goutte nucléaire, constituée de particules et d'antiparticules, combinées en groupes - hadrons (protons et neutrons). Le rapport des particules et des antiparticules est d'environ 1:1,1. Vient ensuite le processus d'annihilation des particules et des antiparticules. Les protons et les neutrons restants sont le matériau de construction à partir duquel l'Univers est formé. La durée de l'ère des hadrons est négligeable, seulement 0,0001 seconde - la période de la réaction explosive.
De plus, après 100 secondes, le processus de synthèse des éléments commence. À une température d'un milliard de degrés, des molécules d'hydrogène et d'hélium se forment lors du processus de fusion nucléaire. Pendant tout ce temps, la substance continue de se dilater dans l'espace.
A partir de ce moment commence une longue phase, de 300 000 à 700 000 ans, de recombinaison des noyaux et des électrons, formant des atomes d'hydrogène et d'hélium. Dans ce cas, une diminution de la température de la substance est observée et l'intensité du rayonnement diminue. L'univers devient transparent. L'hydrogène et l'hélium formés en quantités colossales, sous l'influence des forces gravitationnelles, transforment l'Univers primaire en un chantier de construction géant. Après des millions d'années, l'ère stellaire commence - qui est le processus de formation des protoétoiles et des premières protogalaxies.
Cette division de l'évolution en stades s'inscrit dans le modèle de l'Univers chaud, ce qui explique de nombreux processus. Les véritables causes du Big Bang, le mécanisme de l'expansion de la matière restent inexpliqués.
La structure et la structure de l'univers
Avec la formation d'hydrogène gazeux, l'ère stellaire de l'évolution de l'Univers commence. L'hydrogène sous l'influence de la gravité s'accumule dans d'énormes accumulations, des caillots. La masse et la densité de tels amas sont colossales, des centaines de milliers de fois supérieures à la masse de la galaxie formée elle-même. La répartition inégale de l'hydrogène, observée au stade initial de la formation de l'univers, explique les différences de tailles des galaxies formées. Là où il aurait dû y avoir une accumulation maximale d'hydrogène gazeux, des mégagalaxies se sont formées. Là où la concentration d'hydrogène était négligeable, des galaxies plus petites sont apparues, comme notre maison stellaire, la Voie lactée.
La version selon laquelle l'Univers est un point de départ et d'arrivée autour duquel gravitent des galaxies à différents stades de développement
A partir de ce moment, l'Univers reçoit les premières formations avec des limites et des paramètres physiques clairs. Ce ne sont plus des nébuleuses, des accumulations de gaz stellaires et de poussières cosmiques (produits d'explosion), des protoamas de matière stellaire. Ce sont des pays vedettes, dont la superficie est immense en termes d'esprit humain. L'univers se remplit de phénomènes cosmiques intéressants.
Du point de vue des justifications scientifiques et du modèle moderne de l'Univers, les galaxies se sont d'abord formées à la suite de l'action des forces gravitationnelles. La matière s'est transformée en un colossal tourbillon universel. Des processus centripètes ont assuré la fragmentation ultérieure des nuages de gaz en amas, qui sont devenus le berceau des premières étoiles. Les protogalaxies avec une période de rotation rapide se sont transformées en galaxies spirales au fil du temps. Là où la rotation était lente et où le processus de compression de la matière était principalement observé, des galaxies irrégulières se formaient, le plus souvent elliptiques. Dans ce contexte, des processus plus grandioses ont eu lieu dans l'Univers - la formation de superamas de galaxies, qui se touchent étroitement par leurs bords.
Les superamas sont de nombreux groupes de galaxies et amas de galaxies dans la structure à grande échelle de l'Univers. À moins d'un milliard de St. années, il y a environ 100 superamas
À partir de ce moment, il est devenu clair que l'Univers est une immense carte, où les continents sont des amas de galaxies et les pays sont des mégagalaxies et des galaxies qui se sont formées il y a des milliards d'années. Chacune des formations est constituée d'un amas d'étoiles, de nébuleuses, d'accumulations de gaz et de poussières interstellaires. Cependant, toute cette population ne représente que 1% du volume total des formations universelles. La masse et le volume principaux des galaxies sont occupés par de la matière noire, dont il est impossible de connaître la nature.
Diversité de l'Univers : classes de galaxies
Grâce aux efforts de l'astrophysicien américain Edwin Hubble, nous avons maintenant les limites de l'univers et une classification claire des galaxies qui l'habitent. La classification était basée sur les caractéristiques structurelles de ces formations géantes. Pourquoi les galaxies ont-elles des formes différentes ? La réponse à cette question et à bien d'autres est donnée par la classification de Hubble, selon laquelle l'Univers est constitué de galaxies des classes suivantes :
- spirale;
- elliptique;
- galaxies irrégulières.
Les premiers comprennent les formations les plus courantes qui remplissent l'univers. Les traits caractéristiques des galaxies spirales sont la présence d'une spirale clairement définie qui tourne autour d'un noyau brillant ou tend vers un pont galactique. Les galaxies spirales avec un noyau sont désignées par les symboles S, tandis que les objets avec une barre centrale ont déjà la désignation SB. Cette classe comprend également notre galaxie de la Voie lactée, au centre de laquelle le noyau est séparé par une barre lumineuse.
Une galaxie spirale typique. Au centre, un noyau avec un pont des extrémités duquel émanent des bras en spirale est clairement visible.
Des formations similaires sont dispersées dans tout l'univers. La galaxie spirale la plus proche de nous, Andromède, est une géante qui se rapproche rapidement de la Voie lactée. Le plus grand représentant de cette classe que nous connaissons est la galaxie géante NGC 6872. Le diamètre du disque galactique de ce monstre est d'environ 522 000 années-lumière. Cet objet est situé à une distance de 212 millions d'années-lumière de notre galaxie.
La prochaine classe commune de formations galactiques sont les galaxies elliptiques. Leur désignation selon la classification de Hubble est la lettre E (elliptique). En forme, ces formations sont des ellipsoïdes. Malgré le fait qu'il existe de nombreux objets similaires dans l'Univers, les galaxies elliptiques ne sont pas très expressives. Ils se composent principalement d'ellipses lisses remplies d'amas d'étoiles. Contrairement aux spirales galactiques, les ellipses ne contiennent pas d'accumulations de gaz interstellaire et de poussière cosmique, qui sont les principaux effets optiques de la visualisation de tels objets.
Un représentant typique de cette classe, connu aujourd'hui, est une nébuleuse annulaire elliptique dans la constellation de la Lyre. Cet objet est situé à une distance de 2100 années-lumière de la Terre.
Vue de la galaxie elliptique Centaurus A à travers le télescope CFHT
La dernière classe d'objets galactiques habitant l'Univers sont les galaxies irrégulières ou irrégulières. La désignation de la classification Hubble est le caractère latin I. La principale caractéristique est une forme irrégulière. En d'autres termes, de tels objets n'ont pas de formes symétriques claires et un motif caractéristique. Dans sa forme, une telle galaxie ressemble à une image de chaos universel, où des amas d'étoiles alternent avec des nuages de gaz et de poussière cosmique. A l'échelle de l'univers, les galaxies irrégulières sont un phénomène fréquent.
À leur tour, les galaxies irrégulières sont divisées en deux sous-types :
- Les galaxies irrégulières du sous-type I ont une structure irrégulière complexe, une surface très dense, qui se distingue par sa luminosité. Souvent, une telle forme chaotique de galaxies irrégulières est le résultat de spirales effondrées. Un exemple typique d'une telle galaxie est le Grand et le Petit Nuage de Magellan ;
- Les galaxies irrégulières de sous-type II ont une surface basse, une forme chaotique et ne sont pas très brillantes. En raison de la diminution de la luminosité, de telles formations sont difficiles à détecter dans l'immensité de l'univers.
Le Grand Nuage de Magellan est la galaxie irrégulière la plus proche de nous. Les deux formations, à leur tour, sont des satellites de la Voie lactée et pourraient bientôt (dans 1 à 2 milliards d'années) être absorbées par un objet plus grand.
La galaxie irrégulière Le Grand Nuage de Magellan est un satellite de notre galaxie, la Voie lactée.
Malgré le fait qu'Edwin Hubble a assez précisément placé les galaxies en classes, cette classification n'est pas idéale. Nous pourrions obtenir plus de résultats si nous incluions la théorie de la relativité d'Einstein dans le processus de connaissance de l'Univers. L'univers est représenté par une multitude de formes et de structures diverses, chacune ayant ses propres propriétés et caractéristiques. Récemment, les astronomes ont pu détecter de nouvelles formations galactiques décrites comme des objets intermédiaires entre les galaxies spirales et elliptiques.
La Voie lactée est la partie la plus connue de l'univers pour nous.
Deux bras en spirale, situés symétriquement autour du centre, constituent le corps principal de la galaxie. Les spirales, à leur tour, sont constituées de manchons qui s'emboîtent doucement les uns dans les autres. A la jonction des bras du Sagittaire et du Cygne, se trouve notre Soleil, situé du centre de la galaxie de la Voie lactée à une distance de 2,62 10¹⁷ km. Les spirales et les bras des galaxies spirales sont des amas d'étoiles dont la densité augmente à mesure qu'elles se rapprochent du centre galactique. Le reste de la masse et du volume des spirales galactiques est de la matière noire, et seule une petite partie est représentée par le gaz interstellaire et la poussière cosmique.
La position du Soleil dans les bras de la Voie lactée, la place de notre galaxie dans l'Univers
L'épaisseur des spirales est d'environ 2 000 années-lumière. Tout ce gâteau en couches est en mouvement constant, tournant à une vitesse énorme de 200 à 300 km / s. Plus on est proche du centre de la galaxie, plus la vitesse de rotation est élevée. Il faudra au soleil et à notre système solaire 250 millions d'années pour faire une révolution complète autour du centre de la Voie lactée.
Notre galaxie est composée d'un billion d'étoiles, grandes et petites, super lourdes et moyennes. Le groupe d'étoiles le plus dense de la Voie lactée est le bras du Sagittaire. C'est dans cette région que l'on observe le maximum de luminosité de notre galaxie. La partie opposée du cercle galactique, au contraire, est moins brillante et difficilement distinguable par l'observation visuelle.
La partie centrale de la Voie lactée est représentée par un noyau dont les dimensions sont vraisemblablement de 1 000 à 2 000 parsecs. Dans cette région la plus brillante de la galaxie, le nombre maximum d'étoiles est concentré, qui ont des classes différentes, leurs propres voies de développement et d'évolution. Fondamentalement, ce sont de vieilles étoiles superlourdes qui sont à l'étape finale de la séquence principale. La confirmation de la présence du centre de vieillissement de la galaxie de la Voie lactée est la présence dans cette région d'un grand nombre d'étoiles à neutrons et de trous noirs. En effet, le centre du disque spirale de toute galaxie spirale est un trou noir supermassif qui, tel un aspirateur géant, aspire les objets célestes et la matière réelle.
Le trou noir supermassif dans la partie centrale de la Voie lactée est l'endroit où meurent tous les objets galactiques.
Quant aux amas d'étoiles, les scientifiques sont aujourd'hui parvenus à classer deux types d'amas : sphériques et ouverts. En plus des amas d'étoiles, les spirales et les bras de la Voie lactée, comme toute autre galaxie spirale, sont composés de matière dispersée et d'énergie noire. Conséquence du Big Bang, la matière est dans un état hautement raréfié, qui est représenté par des particules de gaz et de poussière interstellaires raréfiées. La partie visible de la matière est représentée par les nébuleuses, elles-mêmes divisées en deux types : les nébuleuses planétaires et diffuses. La partie visible du spectre des nébuleuses s'explique par la réfraction de la lumière des étoiles, qui émettent de la lumière à l'intérieur de la spirale dans toutes les directions.
C'est dans cette soupe cosmique que notre système solaire existe. Non, nous ne sommes pas les seuls dans ce vaste monde. Comme le Soleil, de nombreuses étoiles ont leur propre système planétaire. Toute la question est de savoir comment détecter des planètes lointaines, si les distances même à l'intérieur de notre galaxie dépassent la durée d'existence de toute civilisation intelligente. Le temps dans l'Univers est mesuré par d'autres critères. Les planètes avec leurs satellites sont les plus petits objets de l'Univers. Le nombre de ces objets est incalculable. Chacune de ces étoiles qui se trouvent dans la gamme visible peut avoir son propre système stellaire. Il est en notre pouvoir de ne voir que les planètes existantes les plus proches de nous. Ce qui se passe dans le voisinage, quels mondes existent dans d'autres bras de la Voie lactée et quelles planètes existent dans d'autres galaxies, reste un mystère.
Kepler-16 b est une exoplanète autour de l'étoile double Kepler-16 dans la constellation du Cygne
Conclusion
N'ayant qu'une idée superficielle de la façon dont l'Univers est apparu et de son évolution, une personne n'a fait qu'un petit pas vers la compréhension et la compréhension de l'échelle de l'univers. Les dimensions et les échelles grandioses auxquelles les scientifiques doivent faire face aujourd'hui indiquent que la civilisation humaine n'est qu'un moment dans ce faisceau de matière, d'espace et de temps.
Modèle de l'Univers conforme au concept de présence de matière dans l'espace, en tenant compte du temps
L'étude de l'univers va de Copernic à nos jours. Au début, les scientifiques sont partis du modèle héliocentrique. En fait, il s'est avéré que le cosmos n'a pas de véritable centre et que toute rotation, mouvement et mouvement se produit selon les lois de l'Univers. Malgré le fait qu'il existe une explication scientifique aux processus en cours, les objets universels sont divisés en classes, types et types, aucun corps dans l'espace n'est semblable à un autre. Les tailles des corps célestes sont approximatives, ainsi que leur masse. L'emplacement des galaxies, des étoiles et des planètes est conditionnel. Le fait est qu'il n'y a pas de système de coordonnées dans l'Univers. En observant l'espace, nous faisons une projection sur tout l'horizon visible, en considérant notre Terre comme point de référence zéro. En fait, nous ne sommes qu'une particule microscopique, perdue dans les étendues infinies de l'Univers.
L'univers est une substance dans laquelle tous les objets existent en relation étroite avec l'espace et le temps
De la même manière que la liaison aux dimensions, le temps dans l'Univers doit être considéré comme le composant principal. L'origine et l'âge des objets spatiaux vous permettent de faire une image de la naissance du monde, de mettre en évidence les étapes de l'évolution de l'univers. Le système auquel nous sommes confrontés est étroitement lié aux délais. Tous les processus se produisant dans l'espace ont des cycles - début, formation, transformation et final, accompagnés de la mort d'un objet matériel et du passage de la matière à un autre état.
Faits incroyables
Vous êtes-vous déjà demandé quelle est la taille de l'univers ?
8. Cependant, ce n'est rien comparé au Soleil.
Photo de la Terre vue de l'espace
9. Et ça vue de notre planète depuis la lune.
10. C'est nous de la surface de Mars.
11. Et ça vue de la Terre derrière les anneaux de Saturne.
12. Et ceci est une photographie célèbre " Point bleu pâle", où la Terre est photographiée depuis Neptune, à une distance de près de 6 milliards de kilomètres.
13. Voici la taille La Terre contre le Soleil, qui ne rentre même pas complètement dans la photo.
La plus grande étoile
14. Et ça Soleil de la surface de Mars.
15. Comme l'a dit un jour le célèbre astronome Carl Sagan, dans l'espace plus d'étoiles que de grains de sable sur toutes les plages de la Terre.
16. Il y a beaucoup des étoiles beaucoup plus grosses que notre soleil. Regardez comme le Soleil est minuscule.
Photo de la galaxie de la Voie lactée
18. Mais rien ne se compare à la taille d'une galaxie. Si vous réduisez Le soleil à la taille d'un leucocyte(globule blanc), et rétrécir la Voie lactée en utilisant la même échelle, la Voie lactée aurait la taille des États-Unis.
19. C'est parce que la Voie lactée est tout simplement énorme. C'est là que se trouve le système solaire à l'intérieur.
20. Mais nous ne voyons que très une petite partie de notre galaxie.
21. Mais même notre galaxie est minuscule par rapport aux autres. Ici Voie lactée par rapport à IC 1011, qui est situé à une distance de 350 millions d'années-lumière de la Terre.
22. Pensez-y, sur cette photographie prise par le télescope Hubble, des milliers de galaxies, chacune contenant des millions d'étoiles, chacune avec ses propres planètes.
23. Voici l'un des galaxies UDF 423, situées à une distance de 10 milliards d'années-lumière. Quand vous regardez cette photo, vous regardez des milliards d'années dans le passé. Certaines de ces galaxies se sont formées plusieurs centaines de millions d'années après le Big Bang.
24. Mais rappelez-vous que cette photo est très, très petite partie de l'univers. Ce n'est qu'une infime partie du ciel nocturne.
25. Il est tout à fait sûr de supposer qu'il y a quelque part trous noirs. Voici la taille d'un trou noir par rapport à l'orbite terrestre.
2.2. Échelles de distances dans l'Univers. Méthodes d'estimation des tailles et des distances
L'infinité et l'immensité de l'Univers évoquent un sentiment d'admiration et de crainte.
Ainsi, le physicien allemand, inventeur de la pompe à air, qui a montré l'existence de la pression atmosphérique (expérience avec les "hémisphères de Magdebourg") et étudié nombre de ses propriétés, O. von Guericke a mis en place des expériences pour prouver que l'Univers est vide, omniprésent et infini. Cela contredit la science du début du XVIIe siècle. Il écrivit que dans un effort pour connaître la structure du monde, il fut d'abord choqué par l'étendue inimaginable
Univers. C'est elle qui a suscité en lui un désir obsédant de savoir ce qui se répand entre les corps célestes : « Qu'est-ce, au fond, que c'est ? Mais il contient tout et donne une place à l'être et à l'existence. Peut-être est-ce une sorte de matière céleste ardente, solide (comme le prétendaient les aristotéliciens), liquide (comme le pensent Copernic et Tycho Brahé), ou une sorte de cinquième essence transparente ? Ou l'espace est libre de toute matière, c'est-à-dire il y a un vide constamment nié.
Les distances dans le monde des étoiles sont mesurées en années-lumière (1 année-lumière ≈ 9,5 10 12 km), ou en parsecs (1 pc = 3,26 années-lumière = 206 265 UA = 3,1 10 16 m). Distance de la Terre au Soleil en 1 UA (unité astronomique) ≈ 150 millions de km, sa lumière surmonte en 8,5 minutes. La lune est à une distance d'environ 1 St. s, ou 384 mille km, ou 60 rayons de la Terre. Le diamètre du système solaire est de plusieurs heures-lumière et l'étoile la plus proche (Proxima de la constellation du Centaure) est à une distance d'environ 4 heures-lumière. années.
Dans les temps anciens, différents peuples avaient des idées différentes sur la Terre et sa forme. Ainsi, les Hindous imaginaient la Terre comme un avion couché sur le dos d'éléphants ; les habitants de Babylone - sous la forme d'une montagne, sur le versant ouest de laquelle se trouve Babylone; Juifs - sous la forme d'une plaine, etc. Mais dans tous les cas, on croyait qu'à un endroit quelconque, le dôme céleste était relié au firmament terrestre. La science de la Terre, la géographie, doit son apparition et son développement aux anciens Grecs, qui représentaient le monde sous la forme d'un gâteau rond avec la Grèce au centre. Hécatée de Milet a même calculé son diamètre - 8000 km. Pour nos lointains ancêtres, l'orientation dans l'espace était d'une grande importance. Commande fournie en sécurité.
En Mésopotamie et en Égypte, les observations du ciel étaient l'apanage des prêtres et étaient associées à l'astrologie. Les gens ont remarqué que les planètes se déplaçaient sur fond d'étoiles (du grec. planètes - errance). Ils ont commencé à faire des modèles de l'espace mondial entourant une personne, des modèles du Monde. L'homme et, par conséquent, notre Terre ont été placés au centre du Monde. Une telle position distinguée d'une personne correspondait aux idées de l'observateur. Aristote a donné une justification naturalo-philosophique à un tel système : il a représenté le cosmos comme un grand nombre de sphères matérielles interconnectées, chacune obéissant à ses propres lois. Il n'a pas pu expliquer le mouvement apparent des corps célestes d'est en ouest et s'est limité à l'affirmation : « La nature met toujours en œuvre le meilleur des possibles ». Un autre étudiant de Platon, Eudoxe, a tenté de trouver la cinématique des planètes en se basant sur l'hypothèse d'un mouvement le long d'une courbe idéale - un cercle. Pour ce faire, il devait sélectionner les vitesses et les directions de mouvement de trois (puis sept) sphères pour décrire le mouvement apparent du Soleil et de la Lune, et 26 sphères pour les planètes. Aristote utilisait déjà 56 sphères, et le mathématicien Apollonius proposa la théorie des épicycles : la planète se déplace sur une orbite circulaire dont le centre décrit un cercle autour de la Terre. Ce système a été développé par le célèbre astronome Hipparque, qui a compilé le premier catalogue de 850 étoiles, identifié les constellations et découvert la précession de l'axe terrestre. Il est considéré comme l'un des fondateurs de l'astronomie. Chez Aristote, tout n'est pas
les mouvements célestes se sont produits le long de trajectoires idéales, alors que sur Terre les lois du mouvement sont différentes. Les vues d'Aristote ont été canonisées par l'église et ont persisté pendant près de 20 siècles.
Système géocentrique du monde(du système solaire) est associé à l'astronome alexandrin Ptolémée, qui a résumé les idées qui existaient avant lui. Selon le modèle de Ptolémée, énoncé dans son ouvrage "Almagest" ("Grande Construction"), la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter, Saturne et le ciel d'étoiles fixes se déplacent autour de la Terre sphérique et immobile. La sphère des étoiles fixes est entourée par la demeure des bienheureux, où est placé le « premier moteur ». Les centres des luminaires mobiles se déplacent dans des cercles excentrés par rapport à la Terre. Pour les planètes, un système de cercles - les épicycles - a dû être introduit. Le système était encombrant et se compliquait encore au fur et à mesure que la matière s'accumulait, mais il aidait en première approximation à comprendre les phénomènes astronomiques. Pendant de nombreux siècles, le système géocentrique a été considéré comme le seul vrai - il était cohérent avec la description biblique de la création du monde. Ce n'est qu'à la Renaissance qu'un autre développement de la pensée a commencé.
système héliocentrique(du grec. hélios - le soleil) est associé au nom du scientifique polonais N. Copernicus. Il renoue avec l'hypothèse du pythagoricien Aristarque de Samos sur la structure du Monde : la Terre cède la place au centre du Soleil et se révèle être la troisième d'affilée parmi les planètes tournant sur des orbites circulaires. Copernic, par des calculs mathématiques complexes, a expliqué les étranges mouvements visibles, différents pour les planètes extérieures (Mars, Jupiter, Saturne) et intérieures (Mercure, Vénus), par leurs mouvements autour du Soleil. Dans son livre Sur les révolutions des sphères célestes (1543), il soutient que les planètes sont des satellites du Soleil. Lorsque la Terre, se déplaçant autour du Soleil, dépasse une autre planète ou est à la traîne, il nous semble que les planètes font des allers-retours. Les enseignements de Copernic ont porté un coup Par les idées dominantes sur la structure du monde et était d'une importance révolutionnaire pour le développement ultérieur de la science dans son ensemble. Il a détruit la différence dans les lois du mouvement dans le ciel et sur Terre et a établi l'idée de l'unité du monde. Comme l'a dit A. Einstein, Copernic « appelait l'homme à la pudeur ». 73 ans après la mort de Copernic et la publication du livre, l'église l'a interdit, et ce n'est qu'en 1828 que cette interdiction a été levée. Mais Copernic supposait toujours l'existence du centre de l'Univers, dans lequel il plaçait le Soleil, et cette lacune de la théorie était déjà corrigée par d'autres. Ainsi, l'un des premiers à défendre les enseignements de Copernic (le lieu central est le Soleil, pas la Terre) fut J. Bruno, qui considérait l'Univers comme infini avec de nombreux soleils et planètes.
La rotation de la Terre autour du Soleil est prouvée par la présence de la parallaxe annuelle des étoiles, et sa rotation autour de son axe est prouvée par le maintien du sens d'oscillation du pendule de Foucault.
La taille des planètes est déterminée par une observation attentive de leurs mouvements. Ainsi, Mercure - la planète la plus proche du Soleil - en est toujours proche, vue de la Terre, sa déviation (allongement maximal) peut aller jusqu'à 23 °, tandis que pour Vénus (la deuxième planète du Soleil) - 43 - 48 °. Le rayon de l'orbite de Mercure est d'environ 0,38 UN le rayon de l'orbite terrestre, où un = 1 un. e., et Vénus - 0,7 a. e.
Ératosthène a estimé la taille de la Terre avec une précision surprenante dès le IIe siècle av. avant JC c'est-à-dire, mesurant l'écart angulaire du Soleil par rapport au zénith à Alexandrie à 7°30", alors qu'à Syène (actuelle Assouan) il était au zénith. Dans le même temps, 7°30" équivalait à une telle fraction de 360°, soit la distance de 800 km entre les villes de la circonférence totale de la Terre. Il a donc obtenu cette longueur - 40 000 km, maintenant 40 075,696 km (Fig. 2.1). Puisqu'il est égal 2 π R , déterminé le rayon de la Terre à 6400 km (en géodésie, cette méthode s'appelle la méthode de la périangulation).
Ayant des proportions, vous pouvez également construire un schéma approximatif du système solaire. Pour obtenir les valeurs absolues des distances qu'il contient, vous devez connaître le rayon de l'orbite d'au moins une planète. Il peut être déterminé à l'aide d'un radar. Maintenant, toutes les distances sont déterminées assez précisément et par différentes méthodes. Dans la méthode radar, une puissante impulsion électromagnétique à court terme est envoyée à l'objet à l'étude, puis le signal réfléchi est reçu. Vitesse de propagation des ondes électromagnétiques dans le vide c = 299 792 458 m/s. Si vous mesurez avec précision le temps qu'il a fallu au signal pour atteindre l'objet et revenir, il est facile de calculer la distance souhaitée. Les observations radar permettent de déterminer avec une grande précision les distances aux corps célestes du système solaire.
Les sujets. Par cette méthode, les distances à la Lune, Vénus, Mercure, Mars et Jupiter ont été affinées.
Parallaxe- le déplacement angulaire de l'objet, qui peut caractériser la distance à celui-ci. De l'expérience pratique, il est connu que le taux de changement de direction d'un objet pendant le mouvement de l'observateur est d'autant plus faible que l'objet est éloigné de l'observateur. La méthode de la parallaxe géométrique (triangulation) vous permet de mesurer la distance dans le macrocosme à l'aide des théorèmes de la géométrie euclidienne (Fig. 2.2, UN). Le phénomène de parallaxe géométrique est à la base de la vision stéréoscopique chez l'homme et l'animal. La méthode de parallaxe détermine la distance aux planètes les plus proches (Fig. 2.2, b). Vous pouvez également détecter un décalage lorsque l'observateur se déplace en raison du mouvement quotidien de la Terre, comme s'il se déplaçait du centre de la Terre au point de l'équateur, à partir duquel la planète semble être à l'horizon. L'angle auquel les luminaires voient le rayon équatorial de la Terre, perpendiculaire à la ligne de visée, est appelé parallaxe diurne. La parallaxe quotidienne moyenne du Soleil est de 8,794", la Lune - 57,04".
La méthode de la parallaxe géométrique convient également pour déterminer les distances aux étoiles les plus proches, si le diamètre de l'orbite terrestre est utilisé comme base, et non le rayon de la Terre. Il vous permet d'estimer la distance jusqu'à 100 sv. années (Fig. 2.2, V). annuelparallaxe les étoiles sont l'angle (Pour), par lequel la direction de l'étoile changera si l'observateur se déplace du centre du système solaire à l'orbite terrestre dans une direction perpendiculaire à la direction de l'étoile. En d'autres termes, c'est l'angle auquel le grand demi-axe de l'orbite terrestre est visible depuis l'étoile, située perpendiculairement à la ligne de visée (Fig. 2.2, G). AVEC la parallaxe annuelle est également associée à l'unité principale de mesure des distances entre les étoiles - parsec(de parallaxe et seconde): 1 pc \u003d \u003d 206 265 a. e. = 3,263 St. ans \u003d 3,086 10 16 M. Ainsi, l'étoile la plus proche de nous, Proxima Centauri, à i = 0,762 "est à une distance de 1,31 pc, Alpha de la même constellation du Centaure à i \u003d 0,751" "est à une distance de 1,33 pc, et la célèbre étoile Sirius (Alpha Canis Major) est à 0,375" et 2,66 pc, respectivement.
Bien que le diamètre de l'orbite terrestre soit de 3 à 10 11 m, en raison de l'énorme distance aux étoiles, il est assez difficile de mesurer les angles. Le ciel est photographié avec un télescope tous les six mois. Lors de la superposition de photographies, les images de la plupart des étoiles coïncideront les unes avec les autres, mais pour les étoiles les plus proches, elles seront déplacées. Le rapport de ce petit décalage à la distance focale du télescope donnera le même angle que le rapport de la base à la distance à l'étoile. Le décalage d'image pour l'étoile la plus proche est d'environ 1" pour une distance focale de 10 m et sera de 50 10 -6 m sur une plaque photographique, soit 50 microns, ce qui ne peut être mesuré qu'au microscope. L'étoile la plus proche du Soleil dans la constellation du Centaure est à une distance de 4,3 années-lumière, soit 272 000 fois plus éloignée que la Terre du Soleil.
UN- détermination des distances au navire (sur proposition de Thales) ; b- détermination de la distance à Mars (en unités du rayon terrestre); V- détermination des distances aux étoiles proches (parallaxe annuelle) ; g- détermination des distances aux étoiles lointaines (parallaxe annuelle). (1 UA = = 1,5 10 11 m)
Lorsqu'il n'y avait pas d'instruments pour déterminer avec précision les angles, cette méthode a été utilisée. Si, de deux corps également brillants, l'un est à une distance i fois plus grande que l'autre, alors le corps proche semble être en P 2 fois plus lumineux. Par exemple, le Soleil est 10 fois au carré plus brillant que Sirius, donc Sirius est un million de fois plus éloigné de la Terre que le Soleil. La luminosité des autres étoiles peut être comparée par la même règle avec la luminosité de Sirius, et ainsi de suite. Sirius est à environ 10 St. années.
De la distribution des étoiles Par le ciel suit qu'ils forment un disque circulaire de 10 5 sv. ans, puisque la luminosité des étoiles les plus faibles est environ 10 8 fois inférieure à la luminosité de Sirius. L'épaisseur de ce disque est d'environ 10 4 St. années. La distance moyenne entre les étoiles dans la Galaxie est d'environ 10 sv. ans, d'où le nombre moyen d'étoiles - 50 milliards.Lorsque nous regardons dans la direction du centre de la galaxie, nous voyons un énorme amas d'étoiles - la Voie lactée. Le Soleil est situé à une distance d'environ 2/3 du centre au bord de la Galaxie dans l'un de ses bras. Depuis les étoiles faibles de la Voie lactée, la lumière voyage jusqu'à la Terre pendant des dizaines de milliers d'années - elles sont si loin de nous. La plupart des étoiles de la Voie lactée sont invisibles à l'œil nu, bien que beaucoup d'entre elles soient des étoiles géantes blanches et blanc bleuté qui émettent des énergies des dizaines de milliers de fois supérieures à celles du Soleil, une naine jaune typique avec une température de surface de 6000 K. Pour un observateur terrestre, les bras spiraux de la ceinture équatoriale de la Galaxie sont projetés comme une bande brillante de la Voie lactée, qui forme la base de la Galaxie (du grec. galaktikos - laiteux, laiteux).
D'autres galaxies sont visibles dans les télescopes sous forme de petites taches floues, et elles sont appelées nébuleuses. Comment déterminer la distance à eux? La luminosité totale de la nébuleuse d'Andromède est à peu près la même que celle d'une étoile située à une distance de 10 al. années. À l'aide de puissants télescopes, il a été constaté que dans d'autres galaxies, il y a approximativement le même nombre d'étoiles que dans la Voie lactée. Cela signifie que cette nébuleuse est 50 milliards de fois plus brillante qu'une étoile individuelle dans la Galaxie, et la distance à elle devrait être beaucoup plus grande que les étoiles individuelles, c'est-à-dire le produit de ce nombre par 10 St. ans, soit environ 2 millions de St. années. Cette estimation grossière correspond à peu près à ce que donnent les autres méthodes. La distance entre la Galaxie et la nébuleuse d'Andromède est de 20 fois le diamètre de la Galaxie, c'est-à-dire la lumière qui en provient et que nous voyons maintenant quitter cette Galaxie alors qu'il n'y avait encore personne sur Terre, mais la vie était déjà apparue.
Les distances aux galaxies les plus proches sont déterminées en mesurant la luminosité relative basée sur la loi de diminution de l'intensité d'une source ponctuelle proportionnellement au carré de la distance. Pour les grandes distances, une base appropriée ne peut plus être trouvée, et donc les propriétés de la lumière et la dépendance de la fréquence de la lumière sur la vitesse de l'objet rayonnant (effet Doppler) sont utilisées. Ces galaxies lointaines sont des univers insulaires, contenant chacun des milliards d'étoiles.
Étant donné que la grande majorité des étoiles que nous connaissons sont trop éloignées pour que la méthode de la parallaxe calcule la distance qui les sépare, d'autres méthodes ont dû être inventées. L'un d'eux est basé sur l'étude céphéide, un type courant et très important d'étoiles physiquement variables. Les céphéides sont des étoiles pulsantes non stationnaires qui se dilatent et se contractent périodiquement, modifiant leur luminosité. Entre la période des pulsations des Céphéides et leur luminosité il existe une relation appelée "période-luminosité". Par cela, vous pouvez
déterminer la luminosité et calculer la distance à la Céphéide, si la luminosité apparente et la période de changement de luminosité de la Céphéide sont connues à partir de l'observation. Les céphéides sont visibles à de grandes distances, et en les détectant dans des systèmes stellaires éloignés, il est possible de déterminer la distance à ces systèmes.
Dans les années 20. 20ième siècle L'astronome américain E. Hubble, à l'aide de photographies de la nébuleuse d'Andromède, obtenues avec le plus grand télescope de l'époque, a mesuré les caractéristiques des étoiles individuelles et a donné plusieurs estimations indépendantes de la distance qui les sépare. Il a donc prouvé que la nébuleuse d'Andromède est en dehors de la Voie lactée. Ensuite, Hubble a exploré l'Univers à une distance énorme - 500 millions de sv. années. Bien que toutes les nébuleuses découvertes ne se soient pas avérées être des galaxies, le scientifique a identifié jusqu'à 100 millions d'autres galaxies dans cette zone. Actuellement, des galaxies de différents types ont été découvertes dans l'Univers, et leur nombre est d'environ 10 milliards.
En science, des comparaisons quantitatives sont faites, et donc les mesures sont importantes. La mesure- c'est la définition d'une quantité inconnue par une unité de mesure établie connue. L'homogénéité et l'isotropie de l'espace déterminent la capacité de mesurer des distances à l'aide d'un seul étalon de longueur. Distance entre deux points est appelée la longueur du segment reliant ces points. Les mesures avec un étalon nécessitent un contact direct avec les points entre lesquels la distance est mesurée. À l'exception des cas de mesure les plus simples (à l'aide d'une règle ou d'un ruban à mesurer), cette méthode est basée sur la cinématique - une section de mécanique qui donne une description mathématique de toutes sortes de mouvements mécaniques, quelles que soient les raisons qui assurent la mise en œuvre de chaque type de mouvement spécifique.
Pour mesurer la longueur en physique, ils utilisent le système métrique, qui s'est développé historiquement et est associé à la période de la Révolution française. Initialement mètre a été défini comme un dix-millionième de la distance de l'équateur au pôle Nord le long du méridien passant par Paris. En 1889, le mètre a été officiellement défini comme la distance entre deux marques parallèles faites sur une barre de platine-iridium. Il est conservé dans des conditions strictement définies au Bureau International des Poids et Mesures à Sèvres, en banlieue parisienne. Il est possible de comparer la longueur du corps avec un mètre de référence avec une erreur allant jusqu'à 2 10 -7 à l'aide d'un microscope de précision. Cette précision est déterminée par l'épaisseur des marques. En 1961, la longueur d'onde dans le vide de la lumière orange émise par l'isotope Kr-86 a été adoptée comme norme de longueur d'onde. Exactement 1 m correspond à 1 650 763,73 longueurs d'onde de Kr-86. En 1983, lors de la XVIIe Conférence de Gênes sur les poids et mesures, une nouvelle définition du mètre est adoptée : "Un mètre est la longueur du trajet parcouru par la lumière dans le vide en 1/299792458 de seconde."
Dans le microcosme, les distances sont mesurées à l'aide des phénomènes de diffraction de faisceaux de photons ou d'autres particules élémentaires sur des réseaux cristallins. Comme norme dans ce
Dans ce cas, la longueur d'onde se présente, ce qui, conformément aux principes de la dualité onde-particule, décrit le comportement des particules dans un faisceau. Dans le micromonde, des unités de longueur 1 µm = = 10 -6 m sont utilisées ; 1 nm \u003d 10 -9 M. La longueur d'onde du rouge est de 720 nm et celle du violet de 430 nm. La taille d'une particule de poussière est de 10 -4 m, le diamètre d'une molécule d'ADN est de 2 10 -9 m, un atome d'hydrogène est de 3 10 -11 m.
L'un des auteurs de cet article a fait pas mal de travail, par exemple, sur la couronne solaire et la Galaxie. Et ils lui semblaient toujours de forme irrégulière comme des corps sphéroïdaux d'environ la même taille - quelque chose d'environ 10 cm... Pourquoi 10 cm ? Cette image est née inconsciemment, tout simplement parce que trop souvent, pensant à telle ou telle question de physique solaire ou galactique, l'auteur dessinait dans un cahier ordinaire (dans un encadré) les contours des sujets de ses réflexions. Il dessine en essayant de coller à l'échelle des phénomènes. Sur une question très curieuse, par exemple, il a été possible de faire une analogie intéressante entre la couronne solaire et la Galaxie (ou plutôt, la soi-disant "couronne galactique"). Bien sûr, l'auteur savait très bien, pour ainsi dire, "intellectuellement" que les dimensions de la couronne galactique sont des centaines de milliards de fois plus grandes que les dimensions de la couronne solaire. Mais il l'a tranquillement oublié. Et si, dans un certain nombre de cas, les grandes dimensions de la couronne galactique ont acquis une signification fondamentale (cela s'est produit), cela a été pris en compte formellement et mathématiquement. Et tout de même, visuellement, les deux "couronnes" semblaient tout aussi petites ...
Si l'auteur, au cours de ce travail, se livrait à des réflexions philosophiques sur l'énormité de la taille de la Galaxie, sur la raréfaction inimaginable du gaz qui compose la couronne galactique, sur l'insignifiance de notre petite planète et de notre propre existence, et sur d'autres sujets tout aussi corrects, les travaux sur les problèmes de la couronne solaire et galactique s'arrêteraient automatiquement...
Que le lecteur me pardonne cette "digression lyrique". Je ne doute pas que d'autres astronomes aient eu les mêmes pensées lorsqu'ils ont travaillé sur leurs problèmes. Il me semble qu'il est parfois utile de se familiariser avec la "cuisine" du travail scientifique...
Jusqu'à une période relativement récente, le globe paraissait immense à l'homme. Il a fallu plus de trois ans aux courageux compagnons de Magellan pour faire le premier tour du monde il y a près d'un demi-millier d'années au prix d'incroyables épreuves. Un peu plus de 100 ans se sont écoulés depuis l'époque où le héros ingénieux d'un roman de science-fiction de Jules Verne a fait, en utilisant les dernières avancées technologiques de l'époque, un tour du monde en 80 jours. Et un peu moins de 50 ans se sont écoulés depuis ces jours mémorables pour toute l'humanité, lorsque le premier cosmonaute soviétique Gagarine a fait le tour du monde sur le légendaire vaisseau spatial Vostok en 89 minutes. Et les pensées des gens se tournèrent involontairement vers les vastes étendues de l'espace, dans lesquelles la petite planète Terre était perdue ...
1 parsec (pc) équivaut à 3,26 années-lumière. Un parsec est défini comme la distance à partir de laquelle le rayon de l'orbite terrestre est visible sous un angle de 1 seconde. arcs. C'est un très petit angle. Qu'il suffise de dire qu'à cet angle, une pièce d'un kopeck est visible à une distance de 3 km.
Aucune des étoiles - les plus proches voisines du système solaire - n'est plus proche de nous que 1 pc. Par exemple, la Proxima Centauri mentionnée nous est retirée à une distance d'environ 1,3 pc. A l'échelle à laquelle nous avons représenté le système solaire, cela correspond à 2 000 km. Tout cela illustre bien le grand isolement de notre système solaire par rapport aux systèmes stellaires environnants, certains de ces systèmes pouvant avoir de nombreuses similitudes avec lui.
Mais les étoiles qui entourent le Soleil et le Soleil lui-même ne constituent qu'une infime partie du gigantesque collectif d'étoiles et de nébuleuses, qu'on appelle la « Galaxie ». Nous voyons cet amas d'étoiles les nuits claires sans lune comme une bande de la Voie lactée traversant le ciel. La galaxie a une structure assez complexe. Dans la première approximation, la plus grossière, on peut supposer que les étoiles et les nébuleuses qui la composent remplissent un volume ayant la forme d'un ellipsoïde de révolution fortement compressé. Souvent, dans la littérature populaire, la forme de la Galaxie est comparée à une lentille biconvexe. En fait, tout est beaucoup plus compliqué et le tableau dressé est trop approximatif. En fait, il s'avère que différents types d'étoiles sont concentrées au centre de la Galaxie et dans son "plan équatorial" de manière complètement différente. Par exemple, les nébuleuses gazeuses, ainsi que les étoiles massives très chaudes, sont fortement concentrées vers le plan équatorial de la Galaxie (dans le ciel ce plan correspond à un grand cercle passant par les parties centrales de la Voie lactée). En même temps, ils ne montrent pas de concentration significative vers le centre galactique. D'autre part, certains types d'étoiles et d'amas d'étoiles (appelés "amas globulaires") ne montrent presque aucune concentration vers le plan équatorial de la Galaxie, mais se caractérisent par une énorme concentration vers son centre. Entre ces deux types extrêmes de distribution spatiale (que les astronomes appellent "plate" et "sphérique") se trouvent tous des cas intermédiaires. Néanmoins, il s'avère que la majeure partie des étoiles de la Galaxie est située dans un disque géant, dont le diamètre est d'environ 100 000 années-lumière et l'épaisseur d'environ 1 500 années-lumière. Dans ce disque, il y a un peu plus de 150 milliards d'étoiles de différents types. Notre Soleil est l'une de ces étoiles, située à la périphérie de la Galaxie près de son plan équatorial (plus précisément, "seulement" à une distance d'environ 30 années-lumière - une valeur assez faible par rapport à l'épaisseur du disque stellaire).
La distance entre le Soleil et le noyau de la Galaxie (ou son centre) est d'environ 30 000 années-lumière. La densité stellaire dans la Galaxie est très inégale. Elle est la plus élevée dans la région du noyau galactique, où, selon les dernières données, elle atteint 2 000 étoiles par parsec cube, soit près de 20 000 fois plus que la densité stellaire moyenne au voisinage du Soleil. De plus, les étoiles ont tendance à former des groupes ou des amas séparés. Un bon exemple d'un tel groupe est les Pléiades, qui sont visibles dans notre ciel d'hiver.
La galaxie contient également des détails structurels à une échelle beaucoup plus grande. Des études ont montré que les nébuleuses, ainsi que les étoiles massives chaudes, sont réparties le long des branches de la spirale. La structure en spirale est particulièrement bien vue dans d'autres systèmes stellaires - les galaxies (avec une petite lettre, contrairement à notre système stellaire - la Galaxie). Établir la structure en spirale de la Galaxie dans laquelle nous nous trouvons nous-mêmes s'est avéré extrêmement difficile.
Les étoiles et les nébuleuses de la Galaxie se déplacent de manière assez complexe. Tout d'abord, ils participent à la rotation de la Galaxie autour d'un axe perpendiculaire à son plan équatorial. Cette rotation n'est pas la même que celle d'un corps solide : différentes régions de la Galaxie ont des périodes de rotation différentes. Ainsi, le Soleil et les étoiles qui l'entourent dans une vaste zone de plusieurs centaines d'années-lumière font une révolution complète en environ 200 millions d'années. Puisque le Soleil, avec la famille des planètes, existe apparemment depuis environ 5 milliards d'années, au cours de son évolution (de sa naissance d'une nébuleuse gazeuse à son état actuel), il a fait environ 25 révolutions autour de l'axe de rotation de la Galaxie. On peut dire que l'âge du Soleil n'est que de 25 "années galactiques", avouons-le - un âge florissant...
La vitesse de déplacement du Soleil et de ses étoiles voisines le long de leurs orbites galactiques presque circulaires atteint 250 km/s. A ce mouvement régulier autour du noyau galactique se superposent les mouvements chaotiques et erratiques des étoiles. Les vitesses de tels mouvements sont beaucoup plus faibles - environ 10-50 km/s, et elles sont différentes pour des objets de différents types. Les étoiles massives chaudes ont la vitesse la plus faible (6-8 km/s), les étoiles de type solaire ont environ 20 km/s. Plus ces vitesses sont faibles, plus la distribution de ce type d'étoiles est "plate".
A l'échelle que nous avons utilisée pour visualiser le système solaire, les dimensions de la Galaxie seraient de 60 millions de km - une valeur déjà assez proche de la distance de la Terre au Soleil. Il en ressort qu'au fur et à mesure que l'on pénètre dans des régions de plus en plus reculées de l'Univers, cette échelle ne convient plus, puisqu'elle perd en visibilité. Nous prendrons donc une autre échelle. Réduisons mentalement l'orbite de la Terre à la taille de l'orbite la plus interne de l'atome d'hydrogène dans le modèle de Bohr classique. Rappelons que le rayon de cette orbite est de 0,53x10 -8 cm. Ensuite, l'étoile la plus proche sera à une distance d'environ 0,014 mm, le centre de la Galaxie - à une distance d'environ 10 cm, et les dimensions de notre système stellaire seront d'environ 35 cm. Le diamètre du Soleil aura des dimensions microscopiques : 0,0046 A (angström est une unité de longueur égale à 10 -8 cm).
Nous avons déjà souligné que les étoiles sont séparées les unes des autres par de grandes distances, et donc pratiquement isolées. En particulier, cela signifie que les étoiles n'entrent presque jamais en collision les unes avec les autres, bien que le mouvement de chacune d'elles soit déterminé par le champ de force gravitationnelle créé par toutes les étoiles de la Galaxie. Si l'on considère la Galaxie comme une certaine région remplie de gaz, avec des étoiles jouant le rôle de molécules gazeuses et d'atomes, alors il faut considérer ce gaz comme extrêmement raréfié. Au voisinage du Soleil, la distance moyenne entre les étoiles est environ 10 millions de fois supérieure au diamètre moyen des étoiles. Pendant ce temps, dans des conditions normales dans l'air ordinaire, la distance moyenne entre les molécules n'est que quelques dizaines de fois supérieure aux dimensions de ces dernières. Pour atteindre le même degré de raréfaction relative, la densité de l'air devrait être réduite d'au moins 1018 fois ! Notez cependant que dans la région centrale de la Galaxie, où la densité stellaire est relativement élevée, des collisions entre étoiles se produiront de temps à autre. Ici, il faut s'attendre à environ une collision tous les millions d'années, alors que dans les régions "normales" de la Galaxie pour toute l'histoire de l'évolution de notre système stellaire, qui a au moins 10 milliards d'années, il n'y a pratiquement pas eu de collisions entre étoiles.
Depuis plusieurs décennies, les astronomes étudient avec acharnement d'autres systèmes stellaires plus ou moins similaires au nôtre. Ce domaine de recherche a été appelé « astronomie extragalactique ». Il joue aujourd'hui presque un rôle de premier plan en astronomie. Au cours des trois dernières décennies, l'astronomie extragalactique a fait des progrès étonnants. Peu à peu, les contours grandioses de la métagalaxie ont commencé à émerger, dans lesquels notre système stellaire est inclus comme une petite particule. On ne sait toujours pas tout sur la Métagalaxie. L'énorme éloignement des objets crée des difficultés très spécifiques, qui sont résolues en utilisant les moyens d'observation les plus puissants en combinaison avec une recherche théorique approfondie. Pourtant, la structure globale de la métagalaxie est largement devenue claire ces dernières années.
Nous pouvons définir la Métagalaxie comme une collection de systèmes stellaires - des galaxies se déplaçant dans les vastes étendues de la partie de l'Univers que nous observons. Les galaxies les plus proches de notre système stellaire sont les fameux nuages de Magellan, clairement visibles dans le ciel de l'hémisphère sud sous la forme de deux grandes taches d'environ la même luminosité de surface que la Voie lactée. La distance aux Nuages de Magellan n'est "que" d'environ 200 000 années-lumière, ce qui est tout à fait comparable à la longueur totale de notre Galaxie. Une autre galaxie "proche" de nous est une nébuleuse dans la constellation d'Andromède. Il est visible à l'œil nu sous la forme d'une faible tache lumineuse de 5e magnitude.
En fait, il s'agit d'un immense monde stellaire, en termes de nombre d'étoiles et de masse totale de trois fois la taille de notre Galaxie, qui à son tour est un géant parmi les galaxies. La distance à la nébuleuse d'Andromède, ou, comme l'appellent les astronomes, M 31 (cela signifie que dans le catalogue bien connu des nébuleuses de Messier, elle est répertoriée sous le n° 31), est d'environ 1 800 000 années-lumière, soit environ 20 fois la taille de la Galaxie. La nébuleuse M 31 a une structure en spirale prononcée et, dans nombre de ses caractéristiques, est très similaire à notre Galaxie. A côté se trouvent ses petits satellites ellipsoïdaux. Outre les systèmes en spirale (ces galaxies sont désignées par les symboles Sa, Sb et Sc, selon la nature du développement de la structure en spirale ; en présence d'une « barre » traversant le noyau, la lettre B est placée après la lettre S), il existe des galaxies sphéroïdales et ellipsoïdales, dépourvues de toute trace de la structure en spirale, ainsi que des galaxies « irrégulières », dont un bon exemple peut être les nuages de Magellan.
Les grands télescopes observent un grand nombre de galaxies. S'il y a environ 250 galaxies plus brillantes que la magnitude 12 visible, il y en a déjà environ 50 000 plus brillantes que la magnitude 16. Les objets les plus faibles qu'un télescope à réflexion avec un diamètre de miroir de 5 m peut photographier à la limite ont une magnitude de 24,5, pour le télescope orbital Hubble, cette limite est des objets de magnitude 30. Il s'avère que parmi les milliards de ces objets les plus faibles, la majorité sont des galaxies. Beaucoup d'entre eux sont éloignés de nous à des distances que la lumière parcourt en milliards d'années. Cela signifie que la lumière qui a provoqué le noircissement de la plaque a été émise par une galaxie aussi lointaine bien avant la période archéenne de l'histoire géologique de la Terre !
Les spectres de la plupart des galaxies ressemblent au soleil ; dans les deux cas, des raies d'absorption sombres distinctes sont observées sur un fond plutôt clair. Il n'y a là rien d'inattendu, puisque le rayonnement des galaxies est le rayonnement de milliards d'étoiles qui les composent, plus ou moins semblables au Soleil. Une étude minutieuse des spectres des galaxies il y a de nombreuses années a conduit à une découverte d'une importance fondamentale. Le fait est que par la nature du décalage de la longueur d'onde de toute raie spectrale par rapport à la norme de laboratoire, on peut déterminer la vitesse de la source rayonnante le long de la ligne de visée. En d'autres termes, il est possible d'établir à quelle vitesse la source se rapproche ou s'éloigne.
Si la source lumineuse se rapproche, les raies spectrales se décalent vers les longueurs d'onde plus courtes, si elle s'éloigne, vers les plus longues. Ce phénomène est appelé « effet Doppler ». Il s'est avéré que dans les galaxies (à l'exception de quelques-unes les plus proches de nous), les raies spectrales sont toujours décalées vers la partie à grande longueur d'onde du spectre (le "décalage vers le rouge" des raies), et l'ampleur de ce décalage est d'autant plus grande que la galaxie est éloignée de nous.
Cela signifie que toutes les galaxies s'éloignent de nous et que la vitesse de "l'expansion" augmente à mesure que les galaxies s'éloignent. Il atteint des valeurs énormes. Par exemple, la vitesse de recul de la radiogalaxie Cygnus A trouvée à partir du redshift est proche de 17 000 km/s. Pendant longtemps, le record a appartenu à la très faible radiogalaxie ZC 295 (en faisceaux optiques de magnitude 20). En 1960, son spectre a été obtenu. Il s'est avéré que la raie spectrale ultraviolette connue appartenant à l'oxygène ionisé est décalée vers la région orange du spectre ! De là, il est facile de constater que la vitesse de déplacement de cet incroyable système stellaire est de 138 000 km/s, soit près de la moitié de la vitesse de la lumière ! La radiogalaxie 3C 295 est à une distance de nous que la lumière parcourt en 5 milliards d'années. Ainsi, les astronomes ont étudié la lumière qui était émise lors de la formation du Soleil et des planètes, et peut-être même "un peu" plus tôt... Depuis, des objets beaucoup plus lointains ont été découverts.
À l'expansion générale du système de galaxies se superposent les vitesses erratiques des galaxies individuelles, généralement égales à plusieurs centaines de kilomètres par seconde. C'est pourquoi les galaxies les plus proches de nous ne présentent pas de redshift systématique. Après tout, les vitesses des mouvements aléatoires (appelés "particuliers") pour ces galaxies sont supérieures à la vitesse normale de décalage vers le rouge. Cette dernière augmente à mesure que les galaxies s'éloignent d'environ 50 km/s, pour chaque million de parsecs. Par conséquent, pour les galaxies dont les distances ne dépassent pas quelques millions de parsecs, les vitesses aléatoires dépassent la vitesse de recul due au décalage vers le rouge. Parmi les galaxies proches, il y a aussi celles qui s'approchent de nous (par exemple, la nébuleuse d'Andromède M 31).
Les galaxies ne sont pas uniformément réparties dans l'espace métagalactique, c'est-à-dire à densité constante. Ils montrent une tendance prononcée à former des groupes ou des grappes séparés. En particulier, un groupe d'environ 20 galaxies proches de nous (y compris notre Galaxie) forme ce que l'on appelle le "système local". À son tour, le système local est inclus dans un grand amas de galaxies, dont le centre est situé dans la partie du ciel sur laquelle la constellation de la Vierge est projetée. Ce cluster compte plusieurs milliers de membres et est l'un des plus importants. Dans l'espace entre les amas, la densité de galaxies est dix fois moindre qu'à l'intérieur des amas.
L'attention est attirée sur la différence entre les amas d'étoiles qui forment des galaxies et les amas de galaxies. Dans le premier cas, les distances entre les membres de l'amas sont énormes par rapport à la taille des étoiles, tandis que les distances moyennes entre les galaxies dans les amas de galaxies ne sont que plusieurs fois supérieures à la taille des galaxies. D'autre part, le nombre de galaxies dans les amas ne peut pas être comparé au nombre d'étoiles dans les galaxies. Si nous considérons la totalité des galaxies comme une sorte de gaz, où le rôle de molécules est joué par des galaxies individuelles, alors nous devons considérer ce milieu comme extrêmement visqueux.
À quoi ressemble la Métagalaxie dans notre modèle, où l'orbite terrestre est réduite à la taille de la première orbite de l'atome de Bohr ? À cette échelle, la distance à la nébuleuse d'Andromède sera d'un peu plus de 6 m, la distance à la partie centrale de l'amas de galaxies de la Vierge, qui comprend notre système local de galaxies, sera d'environ 120 m, et la taille de l'amas lui-même sera du même ordre. La radio galaxie Cygnus A sera désormais éloignée à une distance de 2,5 km, et la distance à la radio galaxie 3C 295 atteindra 25 km ...
Nous nous sommes familiarisés sous la forme la plus générale avec les principales caractéristiques structurelles et avec les échelles de l'Univers. C'est comme un cadre figé de son développement. Cela n'a pas toujours été comme nous le voyons maintenant. Tout dans l'Univers change : les étoiles et les nébuleuses apparaissent, se développent et « meurent », la Galaxie se développe de façon naturelle, la structure même et les échelles de la Métagalaxie changent.
Escalier vers l'infini
Comment déterminer la distance aux étoiles? Comment savez-vous qu'Alpha du Centaure est à environ 4 années-lumière ? En effet, par la luminosité d'une étoile, en tant que telle, vous pouvez difficilement déterminer quoi que ce soit - la brillance d'étoiles lointaines proches et brillantes peut être la même. Et pourtant, il existe de nombreuses façons assez fiables de déterminer la distance de la Terre aux coins les plus éloignés de l'univers. Le satellite astrométrique "Hipparque" pendant 4 ans de travail a déterminé les distances à 118 000 étoiles SPL
Quoi que les physiciens disent de la tridimensionnalité, de la sixdimensionnalité ou même de la dimensionnalité onze de l'espace, pour l'astronome l'Univers observable est toujours bidimensionnel. Ce qui se passe dans le Cosmos est vu par nous comme une projection sur la sphère céleste, tout comme dans un film toute la complexité de la vie est projetée sur un écran plat. Sur l'écran, nous pouvons facilement distinguer le lointain du proche grâce à la familiarité avec l'original tridimensionnel, mais dans la diffusion bidimensionnelle des étoiles, il n'y a aucun indice visuel qui nous permette de le transformer en une carte tridimensionnelle adaptée pour tracer le parcours d'un vaisseau interstellaire. Pendant ce temps, les distances sont la clé de près de la moitié de toute l'astrophysique. Comment peut-on distinguer une étoile faible proche d'un quasar lointain mais brillant sans eux ? Connaissant seulement la distance à un objet, on peut évaluer son énergie, et à partir de là un chemin direct pour comprendre sa nature physique.
Un exemple récent de l'incertitude des distances cosmiques est le problème des sources de sursauts gamma, de courtes impulsions de rayonnement dur qui arrivent sur Terre environ une fois par jour depuis différentes directions. Les estimations initiales de leur éloignement allaient de centaines d'unités astronomiques (dizaines d'heures-lumière) à des centaines de millions d'années-lumière. En conséquence, la dispersion dans les modèles était également impressionnante - de l'annihilation des comètes de l'antimatière à la périphérie du système solaire aux explosions d'étoiles à neutrons secouant l'Univers entier et à la naissance de trous blancs. Au milieu des années 1990, plus d'une centaine d'explications différentes de la nature des sursauts gamma avaient été proposées. Maintenant, quand nous avons pu estimer les distances à leurs sources, il ne reste plus que deux modèles.
Mais comment mesurer la distance si ni la règle ni le faisceau localisateur ne peuvent atteindre l'objet ? La méthode de triangulation, largement utilisée en géodésie terrestre ordinaire, vient à la rescousse. Nous sélectionnons un segment de longueur connue - la base, mesurons à partir de ses extrémités les angles sous lesquels un point est visible inaccessible pour une raison ou une autre, puis de simples formules trigonométriques donnent la distance requise. Lorsque nous nous déplaçons d'un bout à l'autre de la base, la direction apparente vers le point change, elle se décale sur le fond des objets éloignés. C'est ce qu'on appelle le décalage de parallaxe, ou parallaxe. Sa valeur est d'autant plus petite que l'objet est éloigné et d'autant plus grande que sa base est longue.
Pour mesurer les distances aux étoiles, il faut prendre la base maximale dont disposent les astronomes, égale au diamètre de l'orbite terrestre. Le déplacement parallactique correspondant des étoiles dans le ciel (à proprement parler, la moitié de celui-ci) est devenu la parallaxe annuelle. Tycho Brahe a essayé de le mesurer, qui n'aimait pas l'idée copernicienne de la rotation de la Terre autour du Soleil, et il a décidé de le vérifier - après tout, les parallaxes prouvent également le mouvement orbital de la Terre. Les mesures effectuées avaient une précision impressionnante pour le XVIe siècle - environ une minute d'arc, mais cela était totalement insuffisant pour mesurer des parallaxes, ce dont Brahe lui-même n'avait aucune idée et a conclu que le système copernicien était incorrect.
La distance aux amas d'étoiles est déterminée par la méthode d'ajustement de la séquence principale
La prochaine attaque contre la parallaxe a été faite en 1726 par l'Anglais James Bradley, le futur directeur de l'Observatoire de Greenwich. Au début, il semble que la chance lui ait souri : l'étoile Gamma Draco, choisie pour les observations, a en effet fluctué autour de sa position moyenne avec un intervalle de 20 secondes d'arc au cours de l'année. Cependant, la direction de ce décalage était différente de celle attendue pour les parallaxes, et Bradley a rapidement trouvé la bonne explication : la vitesse de l'orbite terrestre s'ajoute à la vitesse de la lumière provenant de l'étoile et change sa direction apparente. De même, les gouttes de pluie laissent des chemins en pente sur les vitres d'un bus. Ce phénomène, appelé aberration annuelle, était la première preuve directe du déplacement de la Terre autour du Soleil, mais n'avait rien à voir avec les parallaxes.
Seulement un siècle plus tard, la précision des instruments goniométriques atteint le niveau requis. À la fin des années 30 du XIXe siècle, selon les mots de John Herschel, "le mur qui empêchait la pénétration dans l'Univers stellaire a été brisé presque simultanément en trois endroits". En 1837, Vasily Yakovlevich Struve (à l'époque directeur de l'observatoire de Derpt, puis de l'observatoire de Pulkovo) publia la parallaxe de Vega mesurée par lui - 0,12 seconde d'arc. L'année suivante, Friedrich Wilhelm Bessel rapporta que la parallaxe de la 61e étoile Cygnus était de 0,3". Et un an plus tard, l'astronome écossais Thomas Henderson, qui travaillait dans l'hémisphère sud au cap de Bonne-Espérance, mesurait la parallaxe dans le système Alpha Centauri - 1,16." Certes, plus tard, il s'est avéré que cette valeur était surestimée de 1,5 fois et qu'il n'y avait pas une seule étoile dans tout le ciel avec une parallaxe de plus de 1 seconde d'arc.
Pour les distances mesurées par la méthode parallactique, une unité spéciale de longueur a été introduite - parsec (de seconde parallactique, pc). Un parsec contient 206 265 unités astronomiques, soit 3,26 années-lumière. C'est à partir de cette distance que le rayon de l'orbite terrestre (1 unité astronomique = 149,5 millions de kilomètres) est visible sous un angle de 1 seconde. Pour déterminer la distance à une étoile en parsecs, il faut diviser un par sa parallaxe en secondes. Par exemple, au système stellaire le plus proche de nous, Alpha Centauri, 1/0,76 = 1,3 parsecs, ou 270 000 unités astronomiques. Un millier de parsecs s'appelle un kiloparsec (kpc), un million de parsecs s'appelle un mégaparsec (Mpc) et un milliard s'appelle un gigaparsec (Gpc).
La mesure d'angles extrêmement petits a nécessité une sophistication technique et une grande diligence (Bessel, par exemple, a traité plus de 400 observations individuelles de Cygnus 61), mais après la première percée, les choses sont devenues plus faciles. En 1890, les parallaxes de déjà trois douzaines d'étoiles avaient été mesurées, et lorsque la photographie a commencé à être largement utilisée en astronomie, la mesure précise des parallaxes a été complètement mise en service. Les mesures de parallaxe sont la seule méthode pour déterminer directement les distances aux étoiles individuelles. Cependant, lors d'observations au sol, les interférences atmosphériques ne permettent pas à la méthode de parallaxe de mesurer des distances supérieures à 100 pc. Pour l'univers, ce n'est pas une très grande valeur. ("Ce n'est pas loin ici, cent parsecs", comme disait Gromozeka.) Là où les méthodes géométriques échouent, les méthodes photométriques viennent à la rescousse.
Enregistrements géométriques
Ces dernières années, les résultats de mesure des distances à des sources d'émission radio très compactes - les masers - ont été publiés de plus en plus souvent. Leur rayonnement tombe sur la gamme radio, ce qui permet de les observer sur des interféromètres radio capables de mesurer les coordonnées des objets avec une précision de la microseconde, inaccessible dans la gamme optique dans laquelle les étoiles sont observées. Grâce aux masers, les méthodes trigonométriques peuvent être appliquées non seulement aux objets distants de notre Galaxie, mais aussi à d'autres galaxies. Par exemple, en 2005, Andreas Brunthaler (Allemagne) et ses collègues ont déterminé la distance à la galaxie M33 (730 kpc) en comparant le déplacement angulaire des masers avec la vitesse de rotation de ce système stellaire. Un an plus tard, Ye Xu (Chine) et ses collègues ont appliqué la méthode de parallaxe classique à des sources maser "locales" pour mesurer la distance (2 kpc) à l'un des bras spiraux de notre Galaxie. Peut-être qu'en 1999, J. Hernstin (USA) et ses collègues ont réussi à avancer le plus loin. En suivant le mouvement des masers dans le disque d'accrétion autour du trou noir au cœur de la galaxie active NGC 4258, les astronomes ont déterminé que ce système est à 7,2 Mpc de nous. À ce jour, il s'agit d'un record absolu de méthodes géométriques.
Bougies standard des astronomes
Plus la source de rayonnement est éloignée de nous, plus elle est faible. Si vous connaissez la véritable luminosité d'un objet, alors en la comparant à la luminosité visible, vous pouvez trouver la distance. Huygens fut probablement le premier à appliquer cette idée à la mesure des distances aux étoiles. La nuit, il observait Sirius et, le jour, il comparait sa brillance à un petit trou dans l'écran qui couvrait le Soleil. Après avoir choisi la taille du trou pour que les deux luminosités coïncident, et en comparant les valeurs angulaires du trou et du disque solaire, Huygens a conclu que Sirius est 27 664 fois plus éloigné de nous que le Soleil. C'est 20 fois moins que la distance réelle. L'erreur était en partie due au fait que Sirius est en fait beaucoup plus lumineux que le Soleil, et en partie à cause de la difficulté de comparer la luminosité de mémoire.
Une percée dans le domaine des méthodes photométriques s'est produite avec l'avènement de la photographie en astronomie. Au début du XXe siècle, l'Observatoire du Harvard College a effectué des travaux à grande échelle pour déterminer la luminosité des étoiles à partir de plaques photographiques. Une attention particulière a été portée aux étoiles variables, dont la luminosité fluctue. En étudiant des étoiles variables d'une classe spéciale - les Céphéides - dans le Petit Nuage de Magellan, Henrietta Leavitt a remarqué que plus elles sont brillantes, plus la période de fluctuation de leur luminosité est longue : les étoiles avec une période de plusieurs dizaines de jours se sont avérées environ 40 fois plus brillantes que les étoiles avec une période de l'ordre d'un jour.
Étant donné que toutes les Céphéides de Levitt se trouvaient dans le même système stellaire - le Petit Nuage de Magellan - on pourrait considérer qu'elles nous ont été éloignées à la même distance (bien qu'inconnue). Cela signifie que la différence de leur luminosité apparente est associée à des différences réelles de luminosité. Il restait à déterminer la distance à une Céphéide par une méthode géométrique afin de calibrer toute la dépendance et de pouvoir, en mesurant la période, déterminer la véritable luminosité de toute Céphéide, et à partir de là la distance à l'étoile et au système stellaire la contenant.
Mais, malheureusement, il n'y a pas de Céphéides à proximité de la Terre. La plus proche d'entre elles, l'étoile polaire, est, comme nous le savons maintenant, à 130 pc du Soleil, c'est-à-dire qu'elle est hors de portée des mesures de parallaxe au sol. Cela n'a pas permis de jeter un pont directement des parallaxes aux céphéides, et les astronomes ont dû construire une structure, qui est maintenant appelée au sens figuré l'échelle des distances.
Une étape intermédiaire était constituée d'amas d'étoiles ouverts, comprenant plusieurs dizaines à plusieurs centaines d'étoiles, reliées par une heure et un lieu de naissance communs. Si vous tracez la température et la luminosité de toutes les étoiles de l'amas, la plupart des points tomberont sur une ligne inclinée (plus précisément, une bande), appelée séquence principale. La température est déterminée avec une grande précision à partir du spectre de l'étoile, et la luminosité est déterminée à partir de la luminosité apparente et de la distance. Si la distance est inconnue, le fait vient à nouveau à la rescousse que toutes les étoiles de l'amas sont presque à la même distance de nous, de sorte qu'à l'intérieur de l'amas, la luminosité apparente peut toujours être utilisée comme mesure de luminosité.
Puisque les étoiles sont les mêmes partout, les séquences principales de tous les amas doivent correspondre. Les différences sont dues uniquement au fait qu'ils sont à des distances différentes. Si nous déterminons la distance à l'un des clusters par une méthode géométrique, nous découvrirons à quoi ressemble la «vraie» séquence principale, puis, en comparant les données d'autres clusters avec elle, nous déterminerons les distances qui les séparent. Cette technique est appelée "ajustement de la séquence principale". Pendant longtemps, les Pléiades et les Hyades lui ont servi d'étalon, dont les distances étaient déterminées par la méthode des parallaxes de groupe.
Heureusement pour l'astrophysique, des céphéides ont été trouvées dans environ deux douzaines d'amas ouverts. Par conséquent, en mesurant les distances à ces amas en ajustant la séquence principale, on peut "atteindre l'échelle" vers les Céphéides, qui en sont à sa troisième marche.
En tant qu'indicateur de distances, les céphéides sont très pratiques: elles sont relativement nombreuses - elles peuvent être trouvées dans n'importe quelle galaxie et même dans n'importe quel amas globulaire, et étant des étoiles géantes, elles sont suffisamment brillantes pour mesurer les distances intergalactiques à partir d'elles. Grâce à cela, ils ont gagné de nombreuses épithètes de haut niveau, telles que "phares de l'univers" ou "bornes de l'astrophysique". La "règle" Céphéide s'étend jusqu'à 20 Mpc - c'est environ cent fois la taille de notre Galaxie. De plus, ils ne peuvent plus être distingués même avec les instruments modernes les plus puissants, et pour gravir le quatrième échelon de l'échelle de distance, vous avez besoin de quelque chose de plus brillant.
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MÉTHODES DE MESURE DES DISTANCES SPATIALES |
Jusqu'aux confins de l'univers
L'une des méthodes extragalactiques les plus puissantes pour mesurer les distances est basée sur un schéma connu sous le nom de relation de Tully-Fisher : plus une galaxie spirale est brillante, plus elle tourne vite. Lorsqu'une galaxie est vue par la tranche ou avec une inclinaison importante, la moitié de sa matière se déplace vers nous par rotation, et l'autre moitié s'en éloigne, ce qui entraîne un élargissement des raies spectrales dû à l'effet Doppler. Cette expansion détermine la vitesse de rotation, selon elle - la luminosité, puis à partir d'une comparaison avec la luminosité apparente - la distance à la galaxie. Et, bien sûr, pour calibrer cette méthode, il faut des galaxies dont les distances ont déjà été mesurées à l'aide de Céphéides. La méthode Tully-Fisher est à très longue portée et couvre des galaxies qui sont à des centaines de mégaparsecs de nous, mais elle a aussi une limite, puisqu'il n'est pas possible d'obtenir suffisamment de spectres de haute qualité pour des galaxies trop éloignées et faibles.
Dans une gamme de distances un peu plus large, une autre "bougie standard" fonctionne - les supernovae de type Ia. Les éclairs de ces supernovae sont des explosions thermonucléaires "du même type" de naines blanches de masse légèrement supérieure à la masse critique (1,4 masse solaire). Par conséquent, il n'y a aucune raison pour qu'ils varient considérablement en puissance. Les observations de telles supernovae dans des galaxies proches, dont les distances peuvent être déterminées à partir des Céphéides, semblent confirmer cette constance, et donc les explosions thermonucléaires cosmiques sont maintenant largement utilisées pour déterminer les distances. Ils sont visibles même à des milliards de parsecs de nous, mais vous ne savez jamais à quelle distance vous pouvez mesurer la galaxie, car on ne sait pas à l'avance exactement où la prochaine supernova éclatera.
Jusqu'à présent, une seule méthode permet d'aller encore plus loin - les redshifts. Son histoire, comme celle des Céphéides, commence simultanément avec le XXe siècle. En 1915, l'américain Westo Slifer, étudiant les spectres des galaxies, remarque que dans la plupart d'entre elles les raies sont décalées vers le rouge par rapport à la position "laboratoire". En 1924, l'Allemand Karl Wirtz remarque que ce décalage est d'autant plus fort que la taille angulaire de la galaxie est petite. Cependant, seul Edwin Hubble en 1929 a réussi à rassembler ces données en une seule image. Selon l'effet Doppler, le décalage vers le rouge des raies du spectre signifie que l'objet s'éloigne de nous. En comparant les spectres des galaxies avec les distances à celles-ci, déterminées par les Céphéides, Hubble a formulé la loi : la vitesse d'éloignement d'une galaxie est proportionnelle à la distance à celle-ci. Le coefficient de proportionnalité dans ce rapport est appelé la constante de Hubble.
Ainsi, l'expansion de l'Univers a été découverte, et avec elle la possibilité de déterminer les distances aux galaxies à partir de leurs spectres, bien sûr, à condition que la constante de Hubble soit liée à d'autres "règles". Hubble lui-même a effectué cette liaison avec une erreur de près d'un ordre de grandeur, qui n'a été corrigée qu'au milieu des années 1940, lorsqu'il est devenu clair que les céphéides sont divisées en plusieurs types avec différents rapports "période-luminosité". L'étalonnage a été effectué à nouveau sur la base des Céphéides "classiques", et ce n'est qu'alors que la valeur de la constante de Hubble est devenue proche des estimations modernes : 50 à 100 km/s pour chaque mégaparsec de distance à la galaxie.
Maintenant, les décalages vers le rouge sont utilisés pour déterminer les distances aux galaxies qui sont à des milliers de mégaparsecs de nous. Certes, ces distances ne sont indiquées en mégaparsecs que dans les articles populaires. Le fait est qu'ils dépendent du modèle d'évolution de l'Univers adopté dans les calculs, et d'ailleurs, dans l'espace en expansion, on ne sait pas exactement quelle distance on entend: la distance à laquelle se trouvait la galaxie au moment de l'émission du rayonnement, ou à laquelle elle se trouve au moment de sa réception sur Terre, ou la distance parcourue par la lumière sur le chemin du point de départ au point final. Par conséquent, les astronomes préfèrent indiquer pour les objets distants uniquement la valeur de décalage vers le rouge directement observée, sans la convertir en mégaparsecs.
Les décalages vers le rouge sont actuellement la seule méthode pour estimer des distances "cosmologiques" comparables à la "taille de l'Univers", et en même temps, c'est peut-être la technique la plus répandue. En juillet 2007, un catalogue des redshifts de 77 418 767 galaxies a été publié. Cependant, lors de sa création, une technique automatique quelque peu simplifiée d'analyse des spectres a été utilisée et, par conséquent, des erreurs peuvent se glisser dans certaines valeurs.
Jeu d'équipe
Les méthodes géométriques de mesure des distances ne se limitent pas à la parallaxe annuelle, dans laquelle les déplacements angulaires apparents des étoiles sont comparés aux mouvements de la Terre sur son orbite. Une autre approche repose sur le mouvement du Soleil et des étoiles les uns par rapport aux autres. Imaginez un amas d'étoiles passant devant le Soleil. Selon les lois de la perspective, les trajectoires visibles de ses étoiles, comme des rails à l'horizon, convergent vers un point - le radiant. Sa position indique l'angle auquel l'amas vole par rapport à la ligne de mire. Connaissant cet angle, on peut décomposer le mouvement des étoiles de l'amas en deux composantes - le long de la ligne de visée et perpendiculairement à celle-ci le long de la sphère céleste - et déterminer la proportion entre elles. La vitesse radiale des étoiles en kilomètres par seconde est mesurée par l'effet Doppler et, compte tenu de la proportion trouvée, la projection de la vitesse sur le ciel est calculée - également en kilomètres par seconde. Il reste à comparer ces vitesses linéaires des étoiles avec les vitesses angulaires déterminées à partir des résultats d'observations à long terme, et la distance sera connue ! Cette méthode fonctionne jusqu'à plusieurs centaines de parsecs, mais n'est applicable qu'aux amas d'étoiles et est donc appelée méthode de parallaxe de groupe. C'est ainsi que les distances aux Hyades et aux Pléiades ont été mesurées pour la première fois.
En bas des escaliers qui montent
Construisant notre échelle à la périphérie de l'univers, nous avons gardé le silence sur la fondation sur laquelle elle repose. Pendant ce temps, la méthode de la parallaxe donne la distance non pas en mètres de référence, mais en unités astronomiques, c'est-à-dire dans les rayons de l'orbite terrestre, dont la valeur n'a pas non plus été déterminée immédiatement. Alors regardons en arrière et descendons l'échelle des distances cosmiques jusqu'à la Terre.Le premier à déterminer l'éloignement du Soleil fut probablement Aristarque de Samos, qui proposa le système héliocentrique du monde un millier et demi d'années avant Copernic. Il s'est avéré que le Soleil est 20 fois plus éloigné de nous que la Lune. Cette estimation, on le sait maintenant, sous-estimée d'un facteur 20, a duré jusqu'à l'ère Kepler. Bien qu'il n'ait pas lui-même mesuré l'unité astronomique, il a déjà noté que le Soleil devrait être beaucoup plus loin que ne le pensait Aristarque (et tous les autres astronomes l'ont suivi).
La première estimation plus ou moins acceptable de la distance de la Terre au Soleil a été obtenue par Jean Dominique Cassini et Jean Richet. En 1672, lors de l'opposition de Mars, ils mesurent sa position par rapport aux étoiles simultanément depuis Paris (Cassini) et Cayenne (Richet). La distance de la France à la Guyane française a servi de base à un triangle parallactique, à partir duquel ils ont déterminé la distance à Mars, puis ont calculé l'unité astronomique à partir des équations de la mécanique céleste, dérivant une valeur de 140 millions de kilomètres.
Au cours des deux siècles suivants, les transits de Vénus à travers le disque solaire sont devenus le principal outil pour déterminer l'échelle du système solaire. En les observant simultanément depuis différentes parties du globe, il est possible de calculer la distance de la Terre à Vénus, et donc toutes les autres distances du système solaire. Aux XVIII-XIX siècles, ce phénomène a été observé quatre fois : en 1761, 1769, 1874 et 1882. Ces observations sont devenues l'un des premiers projets scientifiques internationaux. Des expéditions à grande échelle ont été équipées (l'expédition anglaise de 1769 était dirigée par le célèbre James Cook), des stations d'observation spéciales ont été créées ... Et si à la fin du XVIIIe siècle, la Russie n'offrait aux scientifiques français que l'occasion d'observer le passage depuis son territoire (depuis Tobolsk), alors en 1874 et 1882 des scientifiques russes participaient déjà activement à la recherche. Malheureusement, l'extrême complexité des observations a conduit à des écarts considérables dans les estimations de l'unité astronomique - d'environ 147 à 153 millions de kilomètres. Une valeur plus fiable - 149,5 millions de kilomètres - n'a été obtenue qu'au tournant des XIXe et XXe siècles à partir d'observations d'astéroïdes. Et, enfin, il faut tenir compte du fait que les résultats de toutes ces mesures étaient basés sur la connaissance de la longueur de la base, dans le rôle de laquelle, lors de la mesure de l'unité astronomique, le rayon de la Terre agissait. Ainsi, à la fin, les fondations de l'échelle des distances cosmiques ont été posées par des géomètres.
Ce n'est que dans la seconde moitié du XXe siècle que des méthodes fondamentalement nouvelles de détermination des distances cosmiques sont apparues à la disposition des scientifiques - laser et radar. Ils ont permis d'augmenter la précision des mesures dans le système solaire des centaines de milliers de fois. L'erreur du radar pour Mars et Vénus est de plusieurs mètres, et la distance aux réflecteurs d'angle installés sur la Lune est mesurée à quelques centimètres près. La valeur actuellement acceptée de l'unité astronomique est de 149 597 870 691 mètres.
Le destin difficile d'"Hipparque"
Un progrès aussi radical dans la mesure de l'unité astronomique posait d'une manière nouvelle la question des distances aux étoiles. La précision de la détermination des parallaxes est limitée par l'atmosphère terrestre. Ainsi, dans les années 1960, l'idée est née d'amener un instrument goniométrique dans l'espace. Il a été réalisé en 1989 avec le lancement du satellite astrométrique européen Hipparque. Ce nom est une traduction bien établie, bien que formellement pas tout à fait correcte, du nom anglais HIPPARCOS, qui est une abréviation de High Precision Parallax Collecting Satellite ("satellite pour la collecte de parallaxes de haute précision") et ne coïncide pas avec l'orthographe anglaise du nom du célèbre astronome grec ancien - Hipparque, l'auteur du premier catalogue d'étoiles.Les créateurs du satellite se sont fixé une tâche très ambitieuse: mesurer les parallaxes de plus de 100 000 étoiles avec une précision à la milliseconde, c'est-à-dire «atteindre» des étoiles situées à des centaines de parsecs de la Terre. Il a fallu préciser les distances à plusieurs amas d'étoiles ouverts, notamment les Hyades et les Pléiades. Mais surtout, il est devenu possible de "sauter le pas" en mesurant directement les distances aux Céphéides elles-mêmes.
L'expédition a commencé avec des difficultés. En raison d'une défaillance dans l'étage supérieur, l'Hipparque n'est pas entré dans l'orbite géostationnaire calculée et est resté sur une trajectoire intermédiaire très allongée. Les spécialistes de l'Agence spatiale européenne ont néanmoins réussi à faire face à la situation et le télescope astrométrique orbital a fonctionné avec succès pendant 4 ans. Le traitement des résultats a duré le même temps, et en 1997 un catalogue stellaire a été publié avec les parallaxes et les mouvements propres de 118 218 luminaires, dont environ deux cents Céphéides.
Malheureusement, dans un certain nombre de questions, la clarté souhaitée n'est pas encore arrivée. Le résultat pour les Pléiades s'est avéré être le plus incompréhensible - on supposait qu'Hipparque clarifierait la distance, qui était auparavant estimée à 130-135 parsecs, mais en pratique, il s'est avéré qu'Hipparque l'a corrigé, obtenant une valeur de seulement 118 parsecs. L'acceptation de la nouvelle valeur nécessiterait des ajustements à la fois de la théorie de l'évolution stellaire et de l'échelle des distances intergalactiques. Ce serait un sérieux problème pour l'astrophysique, et la distance aux Pléiades a commencé à être soigneusement vérifiée. En 2004, plusieurs groupes avaient indépendamment obtenu des estimations de la distance au cluster dans la fourchette de 132 à 139 pc. Des voix offensives ont commencé à se faire entendre suggérant que les conséquences de la mise du satellite sur la mauvaise orbite ne pouvaient toujours pas être complètement éliminées. Ainsi, en général, toutes les parallaxes mesurées par lui étaient remises en cause.
L'équipe d'Hipparchus a été forcée d'admettre que les mesures étaient généralement exactes, mais qu'elles pourraient devoir être retraitées. Le fait est que les parallaxes ne sont pas mesurées directement en astrométrie spatiale. Au lieu de cela, l'Hipparque a mesuré les angles entre de nombreuses paires d'étoiles encore et encore pendant quatre ans. Ces angles changent à la fois en raison du déplacement parallactique et en raison des mouvements propres des étoiles dans l'espace. Pour "extraire" exactement les valeurs des parallaxes des observations, un traitement mathématique assez compliqué est nécessaire. C'est ce que j'ai dû répéter. Les nouveaux résultats ont été publiés fin septembre 2007, mais l'ampleur de l'amélioration n'est pas encore claire.
Mais les problèmes d'Hipparque ne s'arrêtent pas là. Les parallaxes céphéides qu'il a déterminées se sont avérées insuffisamment précises pour un étalonnage fiable du rapport "période-luminosité". Ainsi, le satellite n'a pas réussi à résoudre la deuxième tâche à laquelle il était confronté. Ainsi, plusieurs nouveaux projets d'astrométrie spatiale sont actuellement envisagés dans le monde. Le projet européen Gaia, dont le lancement est prévu en 2012, est le plus proche de sa mise en œuvre. Son principe de fonctionnement est le même que celui de l'Hipparque - mesures répétées des angles entre paires d'étoiles. Cependant, grâce à une optique puissante, il pourra observer des objets beaucoup plus sombres, et l'utilisation de la méthode d'interférométrie augmentera la précision des mesures d'angle à des dizaines de microsecondes d'arc. On suppose que Gaia sera capable de mesurer les distances en kiloparsecs avec une erreur ne dépassant pas 20% et déterminera les positions d'environ un milliard d'objets sur plusieurs années de travail. Ainsi, une carte tridimensionnelle d'une partie importante de la Galaxie sera construite.L'univers d'Aristote s'est terminé à neuf distances de la Terre au Soleil. Copernic croyait que les étoiles étaient 1 000 fois plus éloignées que le soleil. Les parallaxes éloignaient même les étoiles les plus proches à des années-lumière. Au tout début du XXe siècle, l'astronome américain Harlow Shapley, à l'aide de Céphéides, a déterminé que le diamètre de la Galaxie (qu'il identifiait à l'Univers) se mesurait en dizaines de milliers d'années-lumière, et grâce à Hubble, les limites de l'Univers se sont étendues à plusieurs gigaparsecs. À quel point sont-ils définitifs ?
Bien sûr, chaque échelon de l'échelle de distance a ses propres erreurs, plus ou moins grandes, mais en général, les échelles de l'Univers sont bien définies, vérifiées par diverses méthodes indépendantes et s'additionnent pour former une seule image cohérente. Ainsi, les limites actuelles de l'univers semblent inébranlables. Cependant, cela ne signifie pas qu'un jour nous ne voudrons pas mesurer la distance qui le sépare d'un univers voisin !
Shklovsky I.S., Dmitry Wiebe. Terre (Sol III).
Basé sur des matériaux: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Chklovsky I.S. « Univers, vie, esprit » / Éd. N.S. Kardashev et V.I. Moroza - 6e éd.
Échelles de distances dans l'Univers. Méthodes d'estimation des tailles et des distances
L'infinité et l'immensité de l'Univers évoquent un sentiment d'admiration et de crainte.
Ainsi, le physicien allemand, inventeur de la pompe à air, qui a montré l'existence de la pression atmosphérique (expérience avec les hémisphères de Magdebourg ʼʼ) et étudié de nombreuses propriétés ᴇᴦο, O. von Guericke a mis en place des expériences pour prouver que l'Univers est vide, omniprésent et infini. Cela contredit la science du début du XVIIe siècle. Il écrivit que ᴇᴦο, dans un effort pour connaître la structure du monde, fut d'abord choqué par l'étendue inimaginable
Univers. C'est elle qui a suscité en lui un désir obsédant d'être sûr de ce qui se répand entre les corps célestes˸ ʼʼQu'est-ce, au fond, que c'est ? Mais il contient tout et donne une place à l'être et à l'existence. Peut-être est-ce une sorte de matière céleste ardente, solide (comme le prétendaient les aristotéliciens), liquide (comme le pensent Copernic et Tycho Brahé), ou une sorte de cinquième essence transparente ? Ou l'espace est libre de toute matière, c'est-à-dire il y a un vide constamment nié ».
Les distances dans le monde des étoiles sont mesurées en années-lumière (1 année-lumière ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 km), ou en parsecs (1 pc = 3,26 années-lumière = 206 265 UA = 3,1 ‣‣‣ 10 16 m). Distance de la Terre au Soleil en 1 UA (unité astronomique) ≈ 150 millions de km, la lumière ᴇᴦο se déplace en 8,5 minutes. La lune est à une distance d'environ 1 St. s, ou 384 mille km, ou 60 rayons de la Terre. Le diamètre du système solaire est de plusieurs heures-lumière et l'étoile la plus proche (Proxima de la constellation du Centaure) est à une distance d'environ 4 heures-lumière. années.
Dans les temps anciens, différents peuples avaient des idées différentes sur la Terre et sa forme. Ainsi, les Hindous imaginaient la Terre comme un avion couché sur le dos d'éléphants ; les habitants de Babylone - sous la forme d'une montagne, sur le versant ouest de laquelle se trouve Babylone; Juifs - sous la forme d'une plaine, etc. Mais dans tous les cas, on croyait qu'à un endroit quelconque, le dôme céleste était relié au firmament terrestre. La science de la Terre, la géographie, doit son apparition et son développement aux anciens Grecs, qui représentaient le monde sous la forme d'un gâteau rond avec la Grèce au centre. Hécatée de Milet a même calculé son diamètre - 8000 km. Pour nos lointains ancêtres, l'orientation dans l'espace était d'une grande importance. Commande fournie en sécurité.
En Mésopotamie et en Égypte, les observations du ciel étaient l'apanage des prêtres et étaient associées à l'astrologie. Les gens ont remarqué que les planètes se déplaçaient sur fond d'étoiles (du grec. planètes- errance). Ils ont commencé à faire des modèles de l'espace mondial entourant une personne, des modèles du Monde. L'homme et, par conséquent, notre Terre ont été placés au centre du Monde. Une telle position distinguée d'une personne correspondait aux idées de l'observateur. Aristote a donné une justification naturalo-philosophique à un tel système ; il a représenté le cosmos comme un grand nombre de sphères matérielles reliées les unes aux autres, chacune obéissant à ses propres lois. Il ne pouvait pas expliquer le mouvement apparent des corps célestes d'est en ouest et se limitait à l'affirmation ˸ ʼʼLa nature met toujours en œuvre le meilleur des possiblesʼʼ. Un autre étudiant de Platon, Eudoxe, a tenté de trouver la cinématique des planètes en se basant sur l'hypothèse d'un mouvement le long d'une courbe idéale - un cercle. Pour ce faire, il devait sélectionner les vitesses et les directions de mouvement de trois (puis sept) sphères pour décrire le mouvement apparent du Soleil et de la Lune, et 26 sphères pour les planètes. Aristote utilisait déjà 56 sphères, et le mathématicien Apollonius proposa la théorie des épicycles : la planète se déplace sur une orbite circulaire dont le centre décrit un cercle autour de la Terre. Ce système a été développé par le célèbre astronome Hipparque, qui a compilé le premier catalogue de 850 étoiles, identifié les constellations et découvert la précession de l'axe terrestre. Il est considéré comme l'un des fondateurs de l'astronomie. Chez Aristote, tout n'est pas
Échelles de distances dans l'Univers. Méthodes d'estimation des tailles et des distances - concept et types. Classification et caractéristiques de la catégorie "Échelles de distances dans l'Univers. Méthodes d'estimation des tailles et des distances" 2015, 2017-2018.
