Skala kosmiczna. Niewyobrażalne rozmiary kosmosu. Odległość między naszą Ziemią a Księżycem
Co wiemy o wszechświecie, jaki jest kosmos? Wszechświat to bezkresny świat trudny do ogarnięcia ludzkim umysłem, który wydaje się nierealny i niematerialny. W rzeczywistości otacza nas materia, nieograniczona w czasie i przestrzeni, zdolna do przybierania różnych form. Aby spróbować zrozumieć prawdziwą skalę kosmosu, działanie Wszechświata, strukturę wszechświata i procesy ewolucji, będziemy musieli przekroczyć próg własnego światopoglądu, spojrzeć na otaczający nas świat z innej perspektywy. kątem, od wewnątrz.
Spojrzenie na rozległe przestrzenie kosmiczne z Ziemi
Powstanie wszechświata: pierwsze kroki
Przestrzeń, którą obserwujemy przez teleskopy, to tylko część gwiezdnego Wszechświata, tzw. megagalaktyki. Parametry kosmologicznego horyzontu Hubble'a są kolosalne - 15-20 miliardów lat świetlnych. Dane te są przybliżone, ponieważ w procesie ewolucji Wszechświat stale się rozszerza. Rozszerzanie się wszechświata odbywa się poprzez rozprzestrzenianie się pierwiastków chemicznych i kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. Struktura wszechświata nieustannie się zmienia. W kosmosie powstają gromady galaktyk, obiekty i ciała Wszechświata to miliardy gwiazd tworzących elementy bliskiej przestrzeni - układy gwiezdne z planetami i satelitami.
Gdzie jest początek? Jak powstał wszechświat? Przypuszczalnie wiek Wszechświata wynosi 20 miliardów lat. Możliwe, że źródłem materii kosmicznej stała się gorąca i gęsta protomateria, której gromada eksplodowała w pewnym momencie. Najmniejsze cząstki powstałe w wyniku eksplozji rozproszyły się we wszystkich kierunkach i nadal oddalają się od epicentrum w naszych czasach. Teoria Wielkiego Wybuchu, która obecnie dominuje w środowisku naukowym, jest najdokładniejszym opisem procesu powstawania Wszechświata. Substancja, która powstała w wyniku kosmicznego kataklizmu, była niejednorodną masą złożoną z najmniejszych niestabilnych cząstek, które zderzając się i rozpraszając, zaczęły ze sobą oddziaływać.
Wielki Wybuch jest teorią pochodzenia wszechświata, wyjaśniającą jego powstanie. Zgodnie z tą teorią początkowo istniała pewna ilość materii, która w wyniku pewnych procesów eksplodowała z kolosalną siłą, rozrzucając masę matki w otaczającej ją przestrzeni.
Jakiś czas później, według kosmicznych standardów – chwilę, według ziemskiej chronologii – miliony lat, nadszedł etap materializacji kosmosu. Z czego zbudowany jest wszechświat? Rozproszona materia zaczęła się koncentrować w skrzepy, duże i małe, w miejsce których później zaczęły pojawiać się pierwsze elementy Wszechświata, ogromne masy gazu - żłobek przyszłych gwiazd. W większości przypadków proces powstawania obiektów materialnych we Wszechświecie jest wyjaśniony prawami fizyki i termodynamiki, jednak istnieje wiele punktów, których nie można jeszcze wyjaśnić. Na przykład, dlaczego w jednej części przestrzeni rozszerzająca się substancja jest bardziej skoncentrowana, podczas gdy w innej części wszechświata materia jest bardzo rozrzedzona. Odpowiedzi na te pytania można uzyskać dopiero wtedy, gdy wyjaśni się mechanizm powstawania obiektów kosmicznych, dużych i małych.
Teraz proces powstawania Wszechświata tłumaczy się działaniem praw Wszechświata. Niestabilność grawitacyjna i energia w różnych obszarach spowodowały powstanie protogwiazd, które z kolei pod wpływem sił odśrodkowych i grawitacji utworzyły galaktyki. Innymi słowy, podczas gdy materia trwała i nadal się rozszerza, pod wpływem sił grawitacyjnych rozpoczęły się procesy kompresji. Cząsteczki obłoków gazowych zaczęły się koncentrować wokół wyimaginowanego centrum, ostatecznie tworząc nową pieczęć. Materiałem budulcowym na tym gigantycznym placu budowy jest wodór cząsteczkowy i hel.
Pierwiastki chemiczne Wszechświata są podstawowym budulcem, z którego później powstawały obiekty Wszechświata.
Dalej zaczynają działać prawa termodynamiki, uruchamiają się procesy rozpadu i jonizacji. Cząsteczki wodoru i helu rozpadają się na atomy, z których pod wpływem sił grawitacyjnych powstaje jądro protogwiazdy. Te procesy są prawami Wszechświata i przybrały formę reakcji łańcuchowej, zachodzącej we wszystkich odległych zakątkach Wszechświata, wypełniającej Wszechświat miliardami, setkami miliardów gwiazd.
Ewolucja wszechświata: najważniejsze informacje
Dziś w kręgach naukowych krąży hipoteza o cykliczności stanów, z których utkana jest historia Wszechświata. Powstałe w wyniku eksplozji protomaterii nagromadzenia gazu stały się wylęgarnią gwiazd, które z kolei utworzyły liczne galaktyki. Jednak po osiągnięciu pewnej fazy materia we Wszechświecie zaczyna dążyć do swojego pierwotnego, skoncentrowanego stanu, tj. Po eksplozji i późniejszej ekspansji materii w przestrzeni następuje kompresja i powrót do stanu supergęstości, do punktu wyjścia. Potem wszystko się powtarza, po narodzinach następuje finał i tak przez wiele miliardów lat, w nieskończoność.
Początek i koniec wszechświata zgodnie z cykliczną naturą ewolucji wszechświata
Pomijając jednak temat powstania Wszechświata, który pozostaje kwestią otwartą, należy przejść do budowy Wszechświata. Jeszcze w latach 30. XX wieku stało się jasne, że przestrzeń kosmiczna jest podzielona na regiony - galaktyki, które są ogromnymi formacjami, z których każda ma własną populację gwiazd. Jednak galaktyki nie są obiektami statycznymi. Szybkość ekspansji galaktyk z wyimaginowanego centrum Wszechświata stale się zmienia, o czym świadczy konwergencja niektórych i usuwanie innych od siebie.
Wszystkie te procesy, z punktu widzenia długości życia ziemskiego, trwają bardzo wolno. Z punktu widzenia nauki i tych hipotez wszystkie procesy ewolucyjne zachodzą szybko. Konwencjonalnie ewolucję Wszechświata można podzielić na cztery etapy - ery:
- era hadronów;
- era leptonów;
- era fotonów;
- epoka gwiazd.
Kosmiczna skala czasu i ewolucja Wszechświata, według której można wyjaśnić pojawienie się obiektów kosmicznych
W pierwszym etapie cała materia była skoncentrowana w jednej dużej kropli jądrowej, składającej się z cząstek i antycząstek, połączonych w grupy - hadrony (protony i neutrony). Stosunek cząstek i antycząstek wynosi około 1:1,1. Następnie następuje proces anihilacji cząstek i antycząstek. Pozostałe protony i neutrony są budulcem, z którego zbudowany jest Wszechświat. Czas trwania ery hadronów jest znikomy, tylko 0,0001 sekundy - okres reakcji wybuchowej.
Ponadto po 100 sekundach rozpoczyna się proces syntezy pierwiastków. W temperaturze miliarda stopni cząsteczki wodoru i helu powstają w procesie syntezy jądrowej. Przez cały ten czas substancja nadal rozszerza się w przestrzeni.
Od tego momentu rozpoczyna się długi, trwający od 300 do 700 tysięcy lat, etap rekombinacji jąder i elektronów, w wyniku których powstają atomy wodoru i helu. W tym przypadku obserwuje się spadek temperatury substancji i zmniejsza się intensywność promieniowania. Wszechświat staje się przezroczysty. Powstający w kolosalnych ilościach wodór i hel pod wpływem sił grawitacyjnych zamienia pierwotny Wszechświat w gigantyczny plac budowy. Po milionach lat rozpoczyna się era gwiezdna – czyli proces formowania się protogwiazd i pierwszych protogalaktyk.
Ten podział ewolucji na etapy wpisuje się w model gorącego Wszechświata, który wyjaśnia wiele procesów. Prawdziwe przyczyny Wielkiego Wybuchu, mechanizm rozszerzania się materii pozostają niewyjaśnione.
Struktura i struktura wszechświata
Wraz z powstaniem gazu wodorowego rozpoczyna się gwiezdna era ewolucji Wszechświata. Wodór pod wpływem grawitacji gromadzi się w ogromnych skupiskach, skrzepach. Masa i gęstość takich gromad są kolosalne, setki tysięcy razy większe niż masa samej powstałej galaktyki. Nierównomierny rozkład wodoru, obserwowany na początkowym etapie formowania się Wszechświata, wyjaśnia różnice w rozmiarach powstałych galaktyk. Tam, gdzie powinno być maksymalne nagromadzenie gazowego wodoru, powstały megagalaktyki. Tam, gdzie stężenie wodoru było znikome, pojawiały się mniejsze galaktyki, takie jak nasz gwiezdny dom, Droga Mleczna.
Wersja, według której Wszechświat jest punktem start-end, wokół którego krążą galaktyki na różnych etapach rozwoju
Od tego momentu Wszechświat otrzymuje pierwsze formacje z wyraźnymi granicami i parametrami fizycznymi. To już nie są mgławice, skupiska gazu gwiezdnego i pyłu kosmicznego (produkty wybuchu), protogromady gwiezdnej materii. Są to kraje gwiezdne, których obszar jest ogromny pod względem ludzkiego umysłu. Wszechświat staje się pełen ciekawych zjawisk kosmicznych.
Z punktu widzenia uzasadnień naukowych i współczesnego modelu Wszechświata galaktyki powstały najpierw w wyniku działania sił grawitacyjnych. Materia została przekształcona w kolosalny uniwersalny wir. Procesy dośrodkowe zapewniły późniejszą fragmentację obłoków gazu w gromady, które stały się miejscem narodzin pierwszych gwiazd. Protogalaktyki z okresem szybkiego obrotu przekształciły się z czasem w galaktyki spiralne. Tam, gdzie rotacja była powolna i obserwowano głównie proces kompresji materii, powstawały galaktyki nieregularne, częściej eliptyczne. Na tym tle we Wszechświecie miały miejsce bardziej imponujące procesy - tworzenie supergromad galaktyk, które ściśle stykają się ze sobą krawędziami.
Supergromady to liczne grupy galaktyk i gromady galaktyk w wielkoskalowej strukturze Wszechświata. W promieniu 1 miliarda św. lat istnieje około 100 supergromad
Od tego momentu stało się jasne, że Wszechświat to ogromna mapa, na której kontynenty to skupiska galaktyk, a kraje to megagalaktyki i galaktyki, które powstały miliardy lat temu. Każda z formacji składa się z gromady gwiazd, mgławic, nagromadzeń gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jednak cała ta populacja to tylko 1% całkowitej objętości formacji uniwersalnych. Główną masę i objętość galaktyk zajmuje ciemna materia, której natury nie można poznać.
Różnorodność Wszechświata: klasy galaktyk
Dzięki wysiłkom amerykańskiego astrofizyka Edwina Hubble'a mamy teraz granice wszechświata i jasną klasyfikację zamieszkujących go galaktyk. Klasyfikacja została oparta na cechach strukturalnych tych gigantycznych formacji. Dlaczego galaktyki mają różne kształty? Odpowiedzi na to i wiele innych pytań udziela klasyfikacja Hubble'a, według której Wszechświat składa się z galaktyk następujących klas:
- spirala;
- eliptyczny;
- galaktyki nieregularne.
Te pierwsze obejmują najczęstsze formacje wypełniające wszechświat. Cechą charakterystyczną galaktyk spiralnych jest obecność wyraźnie określonej spirali, która obraca się wokół jasnego jądra lub dąży do galaktycznego mostka. Galaktyki spiralne z rdzeniem są oznaczane symbolami S, podczas gdy obiekty z poprzeczką środkową mają już oznaczenie SB. Do tej klasy należy również nasza Droga Mleczna, w centrum której rdzeń jest oddzielony świetlistym paskiem.
Typowa galaktyka spiralna. W centrum wyraźnie widoczny rdzeń z mostkiem, z którego końców wychodzą ramiona spiralne.
Podobne formacje są rozsiane po całym wszechświecie. Najbliższa nam galaktyka spiralna, Andromeda, to olbrzym, który szybko zbliża się do Drogi Mlecznej. Największym znanym nam przedstawicielem tej klasy jest gigantyczna galaktyka NGC 6872. Średnica galaktycznego dysku tego potwora wynosi około 522 tysięcy lat świetlnych. Obiekt ten znajduje się w odległości 212 milionów lat świetlnych od naszej galaktyki.
Następną powszechną klasą formacji galaktycznych są galaktyki eliptyczne. Ich oznaczenie zgodnie z klasyfikacją Hubble'a to litera E (eliptyczna). W kształcie te formacje są elipsoidami. Pomimo faktu, że we Wszechświecie jest wiele podobnych obiektów, galaktyki eliptyczne są mało wyraziste. Składają się głównie z gładkich elips wypełnionych gromadami gwiazd. W przeciwieństwie do spiral galaktycznych, elipsy nie zawierają nagromadzeń gazu międzygwiazdowego i pyłu kosmicznego, które są głównymi efektami optycznymi wizualizacji takich obiektów.
Typowym przedstawicielem tej klasy, znanym dzisiaj, jest eliptyczna mgławica pierścieniowa w gwiazdozbiorze Lutni. Obiekt ten znajduje się w odległości 2100 lat świetlnych od Ziemi.
Widok galaktyki eliptycznej Centaurus A przez teleskop CFHT
Ostatnią klasą obiektów galaktycznych zamieszkujących Wszechświat są galaktyki nieregularne lub nieregularne. Oznaczenie klasyfikacyjne Hubble'a to łacińska litera I. Główną cechą jest nieregularny kształt. Innymi słowy, takie przedmioty nie mają wyraźnych symetrycznych kształtów i charakterystycznego wzoru. W swojej formie taka galaktyka przypomina obraz uniwersalnego chaosu, w którym gromady gwiazd przeplatają się z obłokami gazu i kosmicznego pyłu. W skali wszechświata galaktyki nieregularne są częstym zjawiskiem.
Z kolei galaktyki nieregularne dzielą się na dwa podtypy:
- Nieregularne galaktyki podtypu I mają złożoną nieregularną strukturę, bardzo gęstą powierzchnię, która wyróżnia się jasnością. Często taki chaotyczny kształt nieregularnych galaktyk jest wynikiem zapadnięcia się spiral. Typowym przykładem takiej galaktyki są Wielki i Mały Obłok Magellana;
- Nieregularne galaktyki podtypu II mają niską powierzchnię, chaotyczny kształt i nie są zbyt jasne. Ze względu na spadek jasności takie formacje są trudne do wykrycia w ogromie Wszechświata.
Wielki Obłok Magellana to najbliższa nam galaktyka nieregularna. Obie formacje są z kolei satelitami Drogi Mlecznej i wkrótce (za 1-2 miliardy lat) mogą zostać wchłonięte przez większy obiekt.
Galaktyka nieregularna Wielki Obłok Magellana jest satelitą naszej Drogi Mlecznej.
Pomimo faktu, że Edwin Hubble dość dokładnie umieścił galaktyki w klasach, ta klasyfikacja nie jest idealna. Moglibyśmy osiągnąć więcej wyników, gdybyśmy włączyli teorię względności Einsteina w proces poznawania Wszechświata. Wszechświat jest reprezentowany przez bogactwo różnych form i struktur, z których każda ma swoje charakterystyczne właściwości i cechy. Niedawno astronomowie byli w stanie wykryć nowe formacje galaktyczne, które są opisywane jako obiekty pośrednie między galaktykami spiralnymi i eliptycznymi.
Droga Mleczna jest dla nas najbardziej znaną częścią wszechświata.
Dwa ramiona spiralne, rozmieszczone symetrycznie wokół środka, tworzą główny korpus galaktyki. Spirale z kolei składają się z rękawów, które płynnie przechodzą jedna w drugą. Na skrzyżowaniu ramion Strzelca i Łabędzia znajduje się nasze Słońce, położone od centrum galaktyki Drogi Mlecznej w odległości 2,62 10¹⁷ km. Spirale i ramiona galaktyk spiralnych to gromady gwiazd, których gęstość zwiększa się w miarę zbliżania się do centrum galaktyki. Reszta masy i objętości galaktyk spiralnych to ciemna materia, a tylko niewielka część to gaz międzygwiezdny i pył kosmiczny.
Pozycja Słońca w ramionach Drogi Mlecznej, miejsce naszej galaktyki we Wszechświecie
Grubość spiral wynosi około 2 tysiące lat świetlnych. Cały ten tort jest w ciągłym ruchu, obracając się z ogromną prędkością 200-300 km/s. Im bliżej centrum galaktyki, tym większa prędkość rotacji. Całkowity obrót wokół centrum Drogi Mlecznej zajmie Słońcu i naszemu układowi słonecznemu 250 milionów lat.
Nasza galaktyka składa się z bilionów gwiazd, dużych i małych, superciężkich i średnich. Najgęstszą gromadą gwiazd w Drodze Mlecznej jest ramię Strzelca. To w tym regionie obserwuje się maksymalną jasność naszej galaktyki. Przeciwnie, przeciwna część koła galaktycznego jest mniej jasna i słabo rozpoznawalna przez obserwację wzrokową.
Centralną część Drogi Mlecznej reprezentuje jądro, którego wymiary przypuszczalnie wynoszą 1000-2000 parseków. W tym najjaśniejszym regionie galaktyki koncentruje się maksymalna liczba gwiazd, które mają różne klasy, własne ścieżki rozwoju i ewolucji. Zasadniczo są to stare superciężkie gwiazdy, które znajdują się na końcowym etapie Głównej Sekwencji. Potwierdzeniem obecności starzejącego się centrum galaktyki Drogi Mlecznej jest obecność w tym rejonie dużej liczby gwiazd neutronowych i czarnych dziur. Rzeczywiście, centrum spiralnego dysku każdej galaktyki spiralnej to supermasywna czarna dziura, która niczym gigantyczny odkurzacz zasysa ciała niebieskie i rzeczywistą materię.
Supermasywna czarna dziura w centralnej części Drogi Mlecznej jest miejscem, w którym giną wszystkie galaktyczne obiekty.
Jeśli chodzi o gromady gwiazd, naukowcom udało się dziś sklasyfikować dwa typy gromad: kuliste i otwarte. Oprócz gromad gwiazd spirale i ramiona Drogi Mlecznej, jak każda inna galaktyka spiralna, składają się z rozproszonej materii i ciemnej energii. Będąc konsekwencją Wielkiego Wybuchu, materia znajduje się w stanie wysoce rozrzedzonym, który jest reprezentowany przez rozrzedzone cząstki gazu międzygwiazdowego i pyłu. Widoczna część materii jest reprezentowana przez mgławice, które z kolei dzielą się na dwa typy: mgławice planetarne i mgławice dyfuzyjne. Widoczna część widma mgławic jest wyjaśniona przez załamanie światła gwiazd, które emitują światło wewnątrz spirali we wszystkich kierunkach.
W tej kosmicznej zupie istnieje nasz Układ Słoneczny. Nie, nie jesteśmy jedyni w tym rozległym świecie. Podobnie jak Słońce, wiele gwiazd ma swoje własne układy planetarne. Cały problem polega na tym, jak wykryć odległe planety, jeśli odległości nawet w naszej galaktyce przekraczają czas istnienia jakiejkolwiek inteligentnej cywilizacji. Czas we Wszechświecie mierzy się innymi kryteriami. Planety ze swoimi satelitami to najmniejsze obiekty we wszechświecie. Liczba takich obiektów jest nieobliczalna. Każda z tych gwiazd znajdujących się w zakresie widzialnym może mieć swój własny układ gwiezdny. W naszej mocy jest widzieć tylko najbliższe nam istniejące planety. To, co dzieje się w sąsiedztwie, jakie światy istnieją w innych ramionach Drogi Mlecznej, a jakie planety istnieją w innych galaktykach, pozostaje tajemnicą.
Kepler-16 b to egzoplaneta wokół gwiazdy podwójnej Kepler-16 w gwiazdozbiorze Łabędzia
Wniosek
Mając tylko powierzchowne pojęcie o tym, jak pojawił się Wszechświat i jak się rozwija, człowiek zrobił tylko mały krok w kierunku zrozumienia i zrozumienia skali wszechświata. Imponujące rozmiary i skale, z którymi mają do czynienia współcześni naukowcy, wskazują, że ludzka cywilizacja to tylko chwila w tym kłębku materii, przestrzeni i czasu.
Model Wszechświata zgodny z koncepcją obecności materii w przestrzeni z uwzględnieniem czasu
Nauka o wszechświecie trwa od czasów Kopernika do współczesności. Początkowo naukowcy zaczęli od modelu heliocentrycznego. W rzeczywistości okazało się, że kosmos nie ma prawdziwego centrum i wszelki obrót, ruch i ruch odbywa się zgodnie z prawami Wszechświata. Pomimo faktu, że istnieje naukowe wyjaśnienie zachodzących procesów, uniwersalne obiekty dzielą się na klasy, typy i typy, żadne ciało w przestrzeni nie jest podobne do drugiego. Rozmiary ciał niebieskich są przybliżone, podobnie jak ich masa. Położenie galaktyk, gwiazd i planet jest warunkowe. Chodzi o to, że we Wszechświecie nie ma układu współrzędnych. Obserwując przestrzeń, dokonujemy projekcji na cały widzialny horyzont, uznając naszą Ziemię za zerowy punkt odniesienia. W rzeczywistości jesteśmy tylko mikroskopijną cząsteczką, zagubioną w nieskończonych przestrzeniach Wszechświata.
Wszechświat jest substancją, w której wszystkie obiekty istnieją w ścisłym związku z przestrzenią i czasem
Podobnie jak w przypadku powiązania z wymiarami, czas we Wszechświecie należy traktować jako główny składnik. Pochodzenie i wiek obiektów kosmicznych pozwala zrobić obraz narodzin świata, uwypuklić etapy ewolucji wszechświata. System, z którym mamy do czynienia, jest ściśle powiązany z ramami czasowymi. Wszystkie procesy zachodzące w przestrzeni mają cykle – początek, formowanie, transformację i koniec, którym towarzyszy śmierć obiektu materialnego i przejście materii do innego stanu.
Niesamowite fakty
Czy zastanawiałeś się kiedyś, jak duży jest wszechświat?
8. Jednak to nic w porównaniu ze Słońcem.
Zdjęcie Ziemi z kosmosu
9. I to widok naszej planety z księżyca.
10. To my z powierzchni Marsa.
11. I to widok Ziemi za pierścieniami Saturna.
12. A to jest słynne zdjęcie " Blada niebieska kropka", gdzie Ziemia jest fotografowana z Neptuna, z odległości prawie 6 miliardów kilometrów.
13. Oto rozmiar Ziemia kontra Słońce, co nawet w całości nie mieści się na zdjęciu.
Największa gwiazda
14. I to Słońce z powierzchni Marsa.
15. Jak powiedział kiedyś słynny astronom Carl Sagan, w kosmosie więcej gwiazd niż ziarenek piasku na wszystkich plażach Ziemi.
16. Jest ich wiele gwiazdy znacznie większe od naszego Słońca. Spójrz tylko, jakie małe jest Słońce.
Zdjęcie galaktyki Drogi Mlecznej
18. Ale nic nie może się równać z rozmiarem galaktyki. Jeśli zmniejszysz Słońce wielkości leukocytu(białe krwinki) i zmniejszyć Galaktykę Drogi Mlecznej w tej samej skali, Droga Mleczna byłaby wielkości Stanów Zjednoczonych.
19. To dlatego, że Droga Mleczna jest po prostu ogromna. To tam znajduje się układ słoneczny.
20. Ale widzimy tylko bardzo mała część naszej galaktyki.
21. Ale nawet nasza galaktyka jest mała w porównaniu z innymi. Tutaj Droga Mleczna w porównaniu z IC 1011, który znajduje się w odległości 350 milionów lat świetlnych od Ziemi.
22. Pomyśl o tym, na tym zdjęciu wykonanym przez teleskop Hubble'a, tysiące galaktyk, z których każda zawiera miliony gwiazd, każda z własnymi planetami.
23. Oto jeden z galaktyki UDF 423, znajdujące się w odległości 10 miliardów lat świetlnych. Kiedy patrzysz na to zdjęcie, patrzysz miliardy lat w przeszłość. Niektóre z tych galaktyk powstały kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu.
24. Ale pamiętaj, że to zdjęcie jest bardzo, bardzo mała część wszechświata. To tylko niewielka część nocnego nieba.
25. Można całkiem bezpiecznie założyć, że gdzieś tam jest czarne dziury. Oto rozmiar czarnej dziury w porównaniu do orbity Ziemi.
2.2. Skale odległości we Wszechświecie. Metody szacowania rozmiarów i odległości
Nieskończoność i ogrom Wszechświata wywołują uczucie podziwu i podziwu.
Tak więc niemiecki fizyk, wynalazca pompy powietrza, który wykazał istnienie ciśnienia powietrza (eksperyment z „półkulami magdeburskimi”) i zbadał wiele jego właściwości, O. von Guericke przeprowadził eksperymenty, aby udowodnić, że Wszechświat jest pusty , wszechobecny i nieskończony. Było to sprzeczne z nauką początku XVII wieku. Pisał, że chcąc poznać budowę świata, był przede wszystkim zszokowany niewyobrażalnym zakresem
Wszechświat. To ona wzbudziła w nim nawiedzone pragnienie sprawdzenia, co to jest, co rozprzestrzenia się między ciałami niebieskimi: „Co to w istocie jest? Ale zawiera wszystko i daje miejsce na bycie i istnienie. Być może jest to jakaś ognista materia niebiańska, stała (jak twierdzili Arystoteliści), płynna (jak uważają Kopernik i Tycho Brahe), a może jakaś przezroczysta piąta esencja? Albo przestrzeń jest wolna od jakiejkolwiek materii, tj. istnieje nieustannie odrzucana pustka.
Odległości w świecie gwiazd mierzone są w latach świetlnych (1 rok świetlny ≈ ≈ 9,5 10 12 km) lub w parsekach (1 szt. = 3,26 lat świetlnych = 206 265 AU = 3,1 10 16 m). Odległość Ziemi od Słońca w 1 AU (jednostka astronomiczna) ≈ 150 milionów km, jej światło pokonuje w 8,5 minuty. Księżyc znajduje się w odległości około 1 St. s, czyli 384 tys. km, czyli 60 promieni Ziemi. Średnica Układu Słonecznego wynosi kilka godzin świetlnych, a najbliższa gwiazda (Proxima konstelacji Centaura) znajduje się w odległości około 4 godzin świetlnych. lata.
W starożytności różne ludy miały różne wyobrażenia o Ziemi i jej kształcie. Tak więc Hindusi wyobrażali sobie Ziemię jako płaszczyznę leżącą na grzbietach słoni; mieszkańcy Babilonu - w postaci góry, na zachodnim zboczu której znajduje się Babilonia; Żydzi - w formie równiny itp. Ale w każdym razie wierzono, że w jakimś miejscu niebiańska kopuła jest połączona z firmamentem ziemi. Nauka o Ziemi, geografia, swój wygląd i rozwój zawdzięcza starożytnym Grekom, którzy przedstawiali świat w formie okrągłego tortu z Grecją w środku. Hekateusz z Miletu obliczył nawet jego średnicę - 8000 km. Dla naszych odległych przodków orientacja w przestrzeni miała ogromne znaczenie. Zamów zapewnione bezpieczeństwo.
W Mezopotamii i Egipcie obserwacje nieba były prerogatywą kapłanów i były związane z astrologią. Ludzie zauważyli, że planety poruszają się na tle gwiazd (z gr. planety - wędrówki). Zaczęli robić modele otaczającej człowieka przestrzeni świata, modele Świata. Człowiek, a co za tym idzie nasza Ziemia, zostali umieszczeni w centrum Świata. Tak wyróżniająca się pozycja osoby odpowiadała wyobrażeniom obserwatora. Arystoteles podał naturalno-filozoficzne uzasadnienie takiego systemu: przedstawił kosmos jako dużą liczbę połączonych ze sobą sfer materialnych, z których każda podlega własnym prawom. Nie potrafił wyjaśnić pozornego ruchu ciał niebieskich ze wschodu na zachód i ograniczył się do stwierdzenia: „Natura zawsze realizuje najlepsze z możliwości”. Inny uczeń Platona, Eudoksos, próbował znaleźć kinematykę planet w oparciu o hipotezę ruchu po idealnej krzywej - okręgu. Aby to zrobić, musiał wybrać prędkości i kierunki ruchu trzech (a potem siedmiu) sfer, aby opisać pozorny ruch Słońca i Księżyca, oraz 26 sfer dla planet. Arystoteles używał już 56 sfer, a matematyk Apoloniusz zaproponował teorię epicykli: planeta porusza się po orbicie kołowej, której środek opisuje okrąg wokół Ziemi. System ten został opracowany przez słynnego astronoma Hipparcha, który opracował pierwszy katalog 850 gwiazd, zidentyfikował konstelacje i odkrył precesję osi Ziemi. Uważany jest za jednego z twórców astronomii. U Arystotelesa nie wszystko
ruchy ciał niebieskich odbywały się po idealnych trajektoriach, podczas gdy na Ziemi prawa ruchu są inne. Poglądy Arystotelesa zostały kanonizowane przez Kościół i przetrwały prawie 20 wieków.
Układ geocentryczny świata(układu słonecznego) jest powiązany z aleksandryjskim astronomem Ptolemeuszem, który podsumował idee istniejące przed nim. Według modelu Ptolemeusza, przedstawionego w jego pracy „Almagest” („Wielka konstrukcja”), Księżyc, Merkury, Wenus, Słońce, Mars, Jowisz, Saturn i niebo gwiazd stałych poruszają się wokół kulistej i nieruchomej Ziemi. Sferę gwiazd stałych otacza mieszkanie błogosławionych, w którym znajduje się „pierwszy poruszyciel”. Środki poruszających się świateł poruszają się po okręgach mimośrodowych względem Ziemi. Dla planet trzeba było wprowadzić system kręgów - epicyklów. System był nieporęczny i stawał się jeszcze bardziej skomplikowany w miarę gromadzenia się materiału, ale pomagał w pierwszym przybliżeniu zrozumieć zjawiska astronomiczne. Przez wiele stuleci za jedyny prawdziwy uznawano system geocentryczny – był on zgodny z biblijnym opisem stworzenia świata. Dopiero w okresie renesansu rozpoczął się inny rozwój myśli.
układ heliocentryczny(z gr. helios - słońce) kojarzy się z nazwiskiem polskiego naukowca N. Kopernika. Wskrzesił hipotezę pitagorejskiego Arystarcha z Samos o budowie Świata: Ziemia ustąpiła centrum Słońca i okazała się trzecią z rzędu wśród planet krążących po orbitach kołowych. Kopernik za pomocą skomplikowanych obliczeń matematycznych wyjaśnił dziwne widoczne ruchy, różne dla planet zewnętrznych (Mars, Jowisz, Saturn) i wewnętrznych (Merkury, Wenus), ich ruchami wokół Słońca. W swojej książce O obrotach sfer niebieskich (1543) argumentował, że planety są satelitami Słońca. Kiedy Ziemia, poruszając się wokół Słońca, wyprzedza inną planetę lub pozostaje w tyle, wydaje nam się, że planety poruszają się tam iz powrotem. Nauka Kopernika zadała cios Przez panujących poglądów na temat struktury świata i miało rewolucyjne znaczenie dla późniejszego rozwoju nauki jako całości. Zniszczyła różnicę w prawach ruchu na niebie i na Ziemi i ustanowiła ideę jedności świata. Jak ujął to A. Einstein, Kopernik „nawoływał człowieka do skromności”. 73 lata po śmierci Kopernika i opublikowaniu księgi kościół zakazał jej i dopiero w 1828 r. zakaz ten został zniesiony. Ale Kopernik nadal zakładał istnienie centrum Wszechświata, w którym umieścił Słońce, i ten mankament teorii został już poprawiony przez innych. Tak więc jednym z pierwszych, którzy bronili nauk Kopernika (centralne miejsce to Słońce, a nie Ziemia) był J. Bruno, który uważał Wszechświat za nieskończony z wieloma słońcami i planetami.
O obrocie Ziemi wokół Słońca świadczy obecność rocznej paralaksy gwiazd, ao jej obrocie wokół własnej osi – zachowanie kierunku oscylacji wahadła Foucaulta.
Rozmiary planet są określane poprzez uważną obserwację ich ruchów. Tak więc Merkury - planeta najbliższa Słońcu - jest zawsze blisko niego, patrząc z Ziemi jego odchylenie (maksymalne wydłużenie) może dochodzić do 23°, podczas gdy dla Wenus (druga planeta od Słońca) - 43 - 48°. Promień orbity Merkurego wynosi około 0,38 A promień orbity Ziemi, gdzie = 1a. e. i Wenus - 0,7 a. mi.
Już w II wieku pne Eratostenes zaskakująco dokładnie oszacował wielkość Ziemi. pne mierząc odchylenie kątowe Słońca od zenitu w Aleksandrii na 7°30”, podczas gdy w Syene (współczesny Asuan) było to w zenicie. Jednocześnie 7°30” stanowiło taki ułamek 360 °, czyli odległość 800 km między miastami na całym obwodzie ziemi. Otrzymał więc tę długość - 40 000 km, teraz 40 075,696 km (ryc. 2.1). Skoro jest równy 2 π R , wyznaczył promień Ziemi na 6400 km (w geodezji metoda ta nazywana jest metodą periangulacji).
Mając proporcje, możesz również zbudować przybliżony schemat układu słonecznego. Aby uzyskać wartości bezwzględne odległości w nim zawartych, musisz znać promień orbity co najmniej jednej planety. Można to ustalić za pomocą radaru. Teraz wszystkie odległości są określane dość dokładnie i różnymi metodami. W metodzie radarowej do badanego obiektu wysyłany jest silny krótkotrwały impuls elektromagnetyczny, a następnie odbierany jest odbity sygnał. Prędkość propagacji fal elektromagnetycznych w próżni do = 299 792 458 m/s. Jeśli dokładnie zmierzysz czas, w jakim sygnał dotarł do obiektu iz powrotem, łatwo jest obliczyć żądaną odległość. Obserwacje radarowe pozwalają z dużą dokładnością określić odległości do ciał niebieskich Układu Słonecznego.
Tematy. Dzięki tej metodzie udoskonalono odległości do Księżyca, Wenus, Merkurego, Marsa i Jowisza.
Paralaksa- przemieszczenie kątowe obiektu, które może charakteryzować odległość do niego. Z praktycznego doświadczenia wiadomo, że szybkość zmiany kierunku obiektu podczas ruchu obserwatora jest tym mniejsza, im dalej obiekt znajduje się od obserwatora. Metoda paralaksy geometrycznej (triangulacji) pozwala mierzyć odległość w makrokosmosie za pomocą twierdzeń geometrii euklidesowej (ryc. 2.2, A). Zjawisko paralaksy geometrycznej jest podstawą widzenia stereoskopowego u ludzi i zwierząt. Metoda paralaksy określa odległość do najbliższych planet (ryc. 2.2, B). Możesz również wykryć przesunięcie, gdy obserwator porusza się z powodu codziennego ruchu Ziemi, tak jakby przemieszczał się od środka Ziemi do punktu na równiku, z którego wydaje się, że planeta znajduje się na horyzoncie. Kąt, pod którym luminarze widzą promień równikowy Ziemi, prostopadły do linii wzroku, nazywa się paralaksa dobowa.Średnia dzienna paralaksa Słońca wynosi 8,794", Księżyc - 57,04".
Metoda paralaksy geometrycznej nadaje się również do określania odległości do najbliższych gwiazd, jeśli jako podstawę przyjmuje się średnicę orbity Ziemi, a nie promień Ziemi. Pozwala oszacować odległość do 100 sv. lat (ryc. 2.2, V). corocznyparalaksa gwiazdy to kąt (Do), o jaką zmieni się kierunek do gwiazdy, jeśli obserwator przesunie się ze środka Układu Słonecznego na orbitę ziemską w kierunku prostopadłym do kierunku do gwiazdy. Innymi słowy, jest to kąt, pod jakim widoczna jest główna półoś orbity Ziemi z gwiazdy znajdującej się prostopadle do linii wzroku (ryc. 2.2, G). Z paralaksa roczna jest również związana z główną jednostką miary odległości między gwiazdami - parsek(od paralaksy i sekundy): 1 szt. \u003d \u003d 206 265 a. e. = 3,263 st. lata \u003d 3,086 10 16 m. Tak więc najbliższa nam gwiazda, Proxima Centauri, w i = 0,762 "jest w odległości 1,31 pc, Alfa tej samej konstelacji Centaura przy i \u003d 0,751" "jest w odległości 1,33 pc, a słynna gwiazda Syriusz (Alpha Canis Major) ma odpowiednio 0,375" i 2,66 pc.
Chociaż średnica orbity Ziemi wynosi 3-10 11 m, ze względu na ogromną odległość do gwiazd dość trudno jest zmierzyć kąty. Niebo jest fotografowane przez jeden teleskop co sześć miesięcy. Podczas nakładania zdjęć obrazy większości gwiazd będą się pokrywać, ale w przypadku najbliższych gwiazd zostaną przesunięte. Stosunek tego małego przesunięcia do ogniskowej teleskopu da taki sam kąt, jak stosunek podstawy do odległości do gwiazdy. Przesunięcie obrazu dla najbliższej gwiazdy wynosi około 1” dla ogniskowej 10 m i wyniesie 50 10-6 m na kliszy fotograficznej, czyli 50 mikronów, które można zmierzyć tylko pod mikroskopem. Gwiazda najbliżej Słońca w konstelacji Centaura znajduje się w odległości 4,3 sv. rok, 272 000 razy dalej niż Ziemia od Słońca.
A- określenie odległości do statku (na sugestię Thalesa); B- określenie odległości do Marsa (w jednostkach promienia Ziemi); V- wyznaczanie odległości do pobliskich gwiazd (paralaksa roczna); G- wyznaczanie odległości do odległych gwiazd (paralaksa roczna). (1 AU = = 1,5 10 11 m)
Kiedy nie było przyrządów do dokładnego wyznaczania kątów, stosowano tę metodę. Jeżeli z dwóch jednakowo jasnych ciał jedno znajduje się w odległości i razy większej od drugiego, to bliskie ciało wydaje się znajdować w P 2 razy jaśniejszy. Na przykład Słońce jest 10 razy jaśniejsze od Syriusza do kwadratu, stąd Syriusz jest milion razy dalej od Ziemi niż Słońce. Jasność innych gwiazd można porównać według tej samej zasady z jasnością Syriusza i tak dalej. Syriusz jest około 10 St. lata.
Z rozkładu gwiazd Przez z nieba wynika, że tworzą one okrągły dysk o średnicy 10 5 sv. lat, ponieważ jasność najsłabszych gwiazd jest około 10 8 razy mniejsza niż jasność Syriusza. Grubość tego dysku wynosi około 10 4 St. lata. Średnia odległość między gwiazdami w Galaktyce wynosi około 10 sv. lat, stąd średnia liczba gwiazd - 50 miliardów Kiedy patrzymy w kierunku centrum Galaktyki, widzimy ogromną gromadę gwiazd - Drogę Mleczną. Słońce znajduje się w odległości około 2/3 od centrum do krawędzi Galaktyki w jednym z jej ramion. Ze słabych gwiazd Drogi Mlecznej światło wędruje na Ziemię przez dziesiątki tysięcy lat - są tak daleko od nas. Większość gwiazd Drogi Mlecznej jest niewidoczna gołym okiem, chociaż wiele z nich to białe i niebieskawo-białe olbrzymy emitujące energię dziesiątki tysięcy razy większą niż Słońce, typowy żółty karzeł o temperaturze powierzchni 6000 K Dla ziemskiego obserwatora ramiona spiralne pasa równikowego Galaktyki są rzutowane w postaci jasnego pasma Drogi Mlecznej, która stanowi podstawę Galaktyki (z gr. galaktikos - mleczny, mleczny).
Inne galaktyki są widoczne w teleskopach jako małe mgliste plamki i nazywane są mgławicami. Jak określić odległość do nich? Całkowita jasność Mgławicy Andromedy jest mniej więcej taka sama jak gwiazdy znajdującej się w odległości 10 ly. lata. Za pomocą potężnych teleskopów odkryto, że w innych galaktykach jest mniej więcej tyle samo gwiazd, co w Drodze Mlecznej. Oznacza to, że mgławica ta jest 50 miliardów razy jaśniejsza niż pojedyncza gwiazda w Galaktyce, a odległość do niej powinna być znacznie większa niż do pojedynczych gwiazd, tj. iloczyn tej liczby przez 10 St. lat, czyli około 2 milionów St. lata. To przybliżone oszacowanie z grubsza odpowiada temu, co dają inne metody. Odległość od Galaktyki do Mgławicy Andromedy jest 20 razy większa od średnicy Galaktyki, czyli światła z niej wychodzącego i które widzimy teraz opuściło tę Galaktykę, kiedy na Ziemi nie było jeszcze ludzi, ale życie już powstało.
Odległości do najbliższych galaktyk wyznacza się mierząc względną jasność na podstawie prawa zmniejszania się natężenia źródła punktowego proporcjonalnie do kwadratu odległości. W przypadku dużych odległości nie można już znaleźć odpowiedniej podstawy, dlatego wykorzystuje się właściwości światła i zależność częstotliwości światła od prędkości promieniującego obiektu (efekt Dopplera). Te odległe galaktyki to wszechświaty wyspowe, z których każda zawiera miliardy gwiazd.
Ponieważ zdecydowana większość znanych nam gwiazd jest zbyt daleko, aby metoda paralaksy mogła obliczyć odległość do nich, trzeba było wymyślić inne metody. Jeden z nich opiera się na badaniu cefeida, powszechny i bardzo ważny typ gwiazd zmiennych fizycznie. Cefeidy to niestacjonarne, pulsujące gwiazdy, które okresowo rozszerzają się i kurczą, zmieniając swoją jasność. Pomiędzy okresem pulsacji cefeid a ich jasnością istnieje związek zwany „okresem-jasnością”. Dzięki niemu możesz
wyznaczyć jasność i obliczyć odległość do cefeidy, jeżeli z obserwacji znana jest pozorna jasność i okres zmiany jasności cefeidy. Cefeidy są widoczne z dużych odległości, a wykrywając je w odległych układach gwiezdnych, można określić odległość do tych układów.
w latach 20. XX wiek Amerykański astronom E. Hubble, korzystając ze zdjęć mgławicy Andromedy, uzyskanych największym wówczas teleskopem, zmierzył charakterystyki poszczególnych gwiazd i podał kilka niezależnych szacunków odległości do niej. Udowodnił więc, że Mgławica Andromeda znajduje się poza Drogą Mleczną. Następnie Hubble zbadał Wszechświat na ogromną odległość - 500 milionów sv. lata. Choć nie wszystkie odkryte mgławice okazały się galaktykami, naukowiec zidentyfikował w tym obszarze aż 100 milionów innych galaktyk. Obecnie we Wszechświecie odkryto galaktyki różnego typu, a ich liczba wynosi około 10 miliardów.
W nauce dokonuje się porównań ilościowych, dlatego pomiary są ważne. Pomiar- jest to definicja nieznanej wielkości za pomocą znanej ustalonej jednostki miary. Jednorodność i izotropia przestrzeni decydują o możliwości mierzenia odległości za pomocą jednego standardu długości. Dystans między dwoma punktami nazywamy długością odcinka łączącego te punkty. Pomiary za pomocą wzorca wymagają bezpośredniego kontaktu z punktami, między którymi mierzona jest odległość. Z wyjątkiem najprostszych przypadków pomiarów (przy użyciu linijki lub taśmy mierniczej) metoda ta opiera się na kinematyce – dziale mechaniki, który daje matematyczny opis wszelkiego rodzaju ruchu mechanicznego, niezależnie od przyczyn zapewniających realizację każdego rodzaju ruchu.
Do pomiaru długości w fizyce używają systemu metrycznego, który rozwinął się historycznie i jest związany z okresem Rewolucji Francuskiej. Początkowo metr została zdefiniowana jako jedna dziesięciomilionowa odległości od równika do bieguna północnego wzdłuż południka przechodzącego przez Paryż. W 1889 roku oficjalnie zdefiniowano metr jako odległość między dwoma równoległymi znakami wykonanymi na pręcie platynowo-irydowym. Jest przechowywany w ściśle określonych warunkach w Międzynarodowym Biurze Miar i Wag w Sevres na przedmieściach Paryża. Możliwe jest porównanie długości ciała z miernikiem referencyjnym z błędem do 2 10 -7 przy użyciu precyzyjnego mikroskopu. Ta dokładność jest określona przez grubość znaków. W 1961 roku jako wzorzec długości fali przyjęto długość fali w próżni pomarańczowego światła emitowanego przez izotop Kr-86. Dokładnie 1 m to 1 650 763,73 długości fali Kr-86. W 1983 roku na XVII Konferencji Miar i Wag w Genui przyjęto nową definicję metra: „Metr to długość drogi, jaką pokonuje światło w próżni w czasie 1/299792458 sekundy”.
W mikrokosmosie odległości mierzy się za pomocą zjawisk dyfrakcji wiązek fotonów lub innych cząstek elementarnych na sieciach krystalicznych. W tym w standardzie
W tym przypadku pojawia się długość fali, która zgodnie z zasadami dualizmu falowo-cząsteczkowego opisuje zachowanie cząstek w wiązce. W mikroświecie używa się jednostek długości 1 µm = = 10 -6 m; 1 nm \u003d 10 -9 m. Długość fali czerwieni wynosi 720 nm, a fioletu 430 nm. Wielkość cząsteczki pyłu wynosi 10-4 m, średnica cząsteczki DNA wynosi 2,10-9 m, a atom wodoru 3,10-11 m.
Jeden z autorów tego artykułu wykonał całkiem sporo pracy, na przykład nad koroną słoneczną i Galaktyką. I zawsze wydawały mu się o nieregularnym kształcie jako sferoidalne ciała mniej więcej tej samej wielkości - coś około 10 cm ... Dlaczego 10 cm? Ten obraz powstał podświadomie, po prostu dlatego, że zbyt często, myśląc o tym czy innym zagadnieniu fizyki słonecznej czy galaktycznej, autor rysował w zwykłym zeszycie (w pudełku) zarysy tematów swoich myśli. Rysował, starając się trzymać skali zjawisk. Na przykład w jednym bardzo ciekawym pytaniu można było narysować interesującą analogię między koroną słoneczną a Galaktyką (a raczej tak zwaną „koroną galaktyczną”). Oczywiście autor doskonale wiedział, że tak powiem, „intelektualnie”, że wymiary korony galaktycznej są setki miliardów razy większe niż wymiary słonecznej. Ale po cichu o tym zapomniał. A jeśli w wielu przypadkach duże rozmiary korony galaktycznej nabrały jakiegoś fundamentalnego znaczenia (tak się stało), zostało to wzięte pod uwagę formalnie i matematycznie. A mimo to wizualnie obie „korony” wydawały się równie małe…
Jeśli autor w toku tej pracy oddał się filozoficznym rozważaniom nad ogromem rozmiarów Galaktyki, nad niewyobrażalnym rozrzedzeniem gazu tworzącego galaktyczną koronę, nad znikomością naszej małej planety i naszego własnego istnienia , i na inne równie poprawne tematy, prace nad problemami słonecznej i galaktycznej Korony zatrzymałyby się automatycznie...
Niech mi czytelnik wybaczy tę „liryczną dygresję”. Nie mam wątpliwości, że inni astronomowie myśleli podobnie, kiedy pracowali nad swoimi problemami. Wydaje mi się, że czasami warto zapoznać się z „kuchnią” pracy naukowej…
Do niedawna kula ziemska wydawała się człowiekowi ogromna. Prawie pół tysiąca lat temu dzielnym towarzyszom Magellana udało się odbyć pierwszą podróż dookoła świata, kosztem niewiarygodnych trudów. Nieco ponad 100 lat minęło od czasu, gdy zaradny bohater powieści science fiction Juliusza Verne'a odbył, korzystając z najnowszych zdobyczy techniki tamtych czasów, podróż dookoła świata w 80 dni. I właśnie niewiele mniej niż 50 lat minęło od tych pamiętnych dla całej ludzkości dni, kiedy pierwszy radziecki kosmonauta Gagarin okrążył kulę ziemską na legendarnym statku kosmicznym Wostok w 89 minut. A myśli ludzi mimowolnie zwróciły się ku rozległym przestrzeniom kosmicznym, w których zaginęła mała planeta Ziemia ...
1 parsek (PC) to 3,26 lat świetlnych. Parsek definiuje się jako odległość, z której promień orbity Ziemi jest widoczny pod kątem 1 sekundy. łuki. To jest bardzo mały kąt. Dość powiedzieć, że pod tym kątem moneta jednokopejowa jest widoczna z odległości 3 km.
Żadna z gwiazd - najbliższych sąsiadów Układu Słonecznego - nie jest nam bliższa niż 1 szt. Dla przykładu wspomniana Proxima Centauri oddalona jest od nas o około 1,3 szt. W skali, w której przedstawiliśmy Układ Słoneczny, odpowiada to 2 tysiącom km. Wszystko to dobrze ilustruje wielką izolację naszego Układu Słonecznego od otaczających go układów gwiezdnych, niektóre z tych układów mogą mieć z nim wiele podobieństw.
Ale gwiazdy otaczające Słońce i samo Słońce stanowią tylko znikomą część gigantycznego kolektywu gwiazd i mgławic, który nazywa się „Galaktyką”. Widzimy tę gromadę gwiazd w bezksiężycowe noce jako pas Drogi Mlecznej przecinający niebo. Galaktyka ma dość złożoną strukturę. W pierwszym, najbardziej przybliżonym przybliżeniu, możemy założyć, że tworzące ją gwiazdy i mgławice wypełniają objętość, która ma kształt mocno ściśniętej elipsoidy obrotowej. Często w popularnej literaturze kształt Galaktyki porównywany jest do dwuwypukłej soczewki. W rzeczywistości wszystko jest znacznie bardziej skomplikowane, a narysowany obraz jest zbyt szorstki. W rzeczywistości okazuje się, że różne typy gwiazd skupiają się w centrum Galaktyki i jej „płaszczyźnie równikowej” w zupełnie inny sposób. Na przykład mgławice gazowe, a także bardzo gorące, masywne gwiazdy są silnie skoncentrowane w kierunku płaszczyzny równikowej Galaktyki (na niebie płaszczyzna ta odpowiada dużemu okręgowi przechodzącemu przez centralne części Drogi Mlecznej). Jednocześnie nie wykazują one znacznej koncentracji w kierunku centrum galaktyki. Z drugiej strony, niektóre typy gwiazd i gromad gwiazd (tzw. „gromady kuliste”) nie wykazują prawie żadnej koncentracji w kierunku płaszczyzny równikowej Galaktyki, za to charakteryzują się ogromną koncentracją w kierunku jej centrum. Pomiędzy tymi dwoma skrajnymi typami rozkładu przestrzennego (które astronomowie nazywają „płaskim” i „sferycznym”) znajdują się wszystkie przypadki pośrednie. Niemniej jednak okazuje się, że główna część gwiazd w Galaktyce znajduje się w gigantycznym dysku, którego średnica wynosi około 100 tysięcy lat świetlnych, a grubość około 1500 lat świetlnych. Na tym dysku znajduje się nieco ponad 150 miliardów gwiazd różnych typów. Jedną z takich gwiazd jest nasze Słońce, znajdujące się na obrzeżach Galaktyki w pobliżu jej płaszczyzny równikowej (dokładniej „jedynie” w odległości około 30 lat świetlnych – wartość dość mała w porównaniu z grubością gwiezdnego dysku).
Odległość od Słońca do jądra Galaktyki (lub jej centrum) wynosi około 30 tysięcy lat świetlnych. Gęstość gwiazd w Galaktyce jest bardzo nierówna. Najwyższa jest w rejonie jądra Galaktyki, gdzie według najnowszych danych sięga 2 tys. gwiazd na parsek sześcienny, czyli prawie 20 tys. razy więcej niż średnia gęstość gwiazd w okolicach Słońca. Ponadto gwiazdy mają tendencję do tworzenia oddzielnych grup lub gromad. Dobrym przykładem takiej gromady są Plejady, które są widoczne na naszym zimowym niebie.
Galaktyka zawiera również szczegóły konstrukcyjne na znacznie większą skalę. Badania wykazały, że mgławice, podobnie jak gorące, masywne gwiazdy, są rozmieszczone wzdłuż gałęzi spirali. Spiralna struktura jest szczególnie dobrze widoczna w innych układach gwiezdnych - galaktykach (z małej litery, w przeciwieństwie do naszego układu gwiezdnego - Galaktyki). Ustalenie spiralnej struktury Galaktyki, w której się znajdujemy, okazało się niezwykle trudne.
Gwiazdy i mgławice w Galaktyce poruszają się w dość skomplikowany sposób. Przede wszystkim biorą udział w obrocie Galaktyki wokół osi prostopadłej do jej płaszczyzny równikowej. Ten obrót nie jest tym samym, co obrót ciała stałego: różne regiony Galaktyki mają różne okresy obrotu. W ten sposób Słońce i otaczające je gwiazdy na ogromnym obszarze o wielkości kilkuset lat świetlnych dokonują całkowitej rewolucji za około 200 milionów lat. Ponieważ Słońce wraz z rodziną planet istnieje podobno od około 5 miliardów lat, w trakcie swojej ewolucji (od narodzin z gazowej mgławicy do obecnego stanu) wykonało około 25 obrotów wokół osi obrotu Galaktyki . Można powiedzieć, że wiek Słońca to zaledwie 25 „lat galaktycznych”, nie oszukujmy się – wiek rozkwitu…
Prędkość ruchu Słońca i sąsiednich gwiazd po ich prawie kołowych orbitach galaktycznych sięga 250 km/s. Na ten regularny ruch wokół jądra galaktyki nakładają się chaotyczne, nieregularne ruchy gwiazd. Prędkości takich ruchów są znacznie mniejsze - około 10-50 km/s i są różne dla obiektów różnych typów. Gorące, masywne gwiazdy mają najmniejszą prędkość (6-8 km/s), gwiazdy typu słonecznego mają około 20 km/s. Im mniejsze są te prędkości, tym bardziej „płaski” jest rozkład tego typu gwiazd.
W skali, której użyliśmy do zobrazowania Układu Słonecznego, wymiary Galaktyki wyniosłyby 60 milionów km - wartość już dość zbliżona do odległości Ziemi od Słońca. Z tego jasno wynika, że w miarę penetracji coraz bardziej odległych rejonów Wszechświata skala ta przestaje być odpowiednia, ponieważ traci widoczność. Dlatego przyjmiemy inną skalę. Zredukujmy mentalnie orbitę Ziemi do rozmiaru najbardziej wewnętrznej orbity atomu wodoru w klasycznym modelu Bohra. Przypomnijmy, że promień tej orbity wynosi 0,53x10 -8 cm, wtedy najbliższa gwiazda będzie w odległości około 0,014 mm, środek Galaktyki - w odległości około 10 cm, a wymiary naszego układu gwiezdnego będą wyniesie ok. 35 cm Średnica Słońca będzie miała wymiary mikroskopowe: 0,0046 A (angstrem jest jednostką długości równą 10-8 cm).
Podkreśliliśmy już, że gwiazdy są oddalone od siebie na duże odległości, a więc praktycznie odizolowane. W szczególności oznacza to, że gwiazdy prawie nigdy nie zderzają się ze sobą, chociaż ruch każdej z nich jest determinowany polem grawitacyjnym wytwarzanym przez wszystkie gwiazdy w Galaktyce. Jeśli traktujemy Galaktykę jako pewien obszar wypełniony gazem, w którym gwiazdy pełnią rolę gazowych molekuł i atomów, to musimy uznać ten gaz za niezwykle rozrzedzony. W pobliżu Słońca średnia odległość między gwiazdami jest około 10 milionów razy większa niż średnia średnica gwiazd. Tymczasem w normalnych warunkach w zwykłym powietrzu średnia odległość między cząsteczkami jest tylko kilkadziesiąt razy większa od wymiarów tych ostatnich. Aby osiągnąć ten sam stopień względnego rozrzedzenia, gęstość powietrza musiałaby zostać zmniejszona co najmniej 1018 razy! Należy jednak pamiętać, że w centralnej części Galaktyki, gdzie gęstość gwiazd jest stosunkowo wysoka, od czasu do czasu będą dochodzić do zderzeń między gwiazdami. Tutaj należy spodziewać się mniej więcej jednej kolizji na milion lat, podczas gdy w „normalnych” rejonach Galaktyki przez całą historię ewolucji naszego układu gwiezdnego, która ma co najmniej 10 miliardów lat, praktycznie nie dochodziło do kolizji między gwiazdami .
Od kilkudziesięciu lat astronomowie wytrwale badają inne systemy gwiezdne, które są mniej więcej podobne do naszego. Ten obszar badań został nazwany „astronomią pozagalaktyczną”. Obecnie odgrywa niemal wiodącą rolę w astronomii. W ciągu ostatnich trzech dekad astronomia pozagalaktyczna poczyniła zdumiewające postępy. Stopniowo zaczęły pojawiać się imponujące kontury Metagalaktyki, w których nasz układ gwiezdny jest zawarty jako mała cząsteczka. Nadal nie wiemy wszystkiego o Metagalaktyce. Ogromne oddalenie obiektów stwarza bardzo specyficzne trudności, które rozwiązuje się za pomocą najpotężniejszych środków obserwacji w połączeniu z głębokimi badaniami teoretycznymi. Jednak ogólna struktura Metagalaktyki w dużej mierze stała się jasna w ostatnich latach.
Metagalaktykę możemy zdefiniować jako zbiór układów gwiezdnych - galaktyk poruszających się w rozległych przestrzeniach obserwowanej przez nas części Wszechświata. Galaktyki najbliższe naszemu układowi gwiezdnemu to słynne Obłoki Magellana, wyraźnie widoczne na niebie półkuli południowej jako dwie duże plamy o mniej więcej takiej samej jasności powierzchniowej jak Droga Mleczna. Odległość do Obłoków Magellana wynosi „zaledwie” około 200 tysięcy lat świetlnych, co jest dość porównywalne z całkowitą długością naszej Galaktyki. Kolejną „bliską” nam galaktyką jest mgławica w gwiazdozbiorze Andromedy. Jest widoczna gołym okiem jako słaba plamka światła o jasności 5mag.
W rzeczywistości jest to ogromny gwiezdny świat, jeśli chodzi o liczbę gwiazd i całkowitą masę trzykrotnie większą od naszej Galaktyki, która z kolei jest gigantem wśród galaktyk. Odległość do mgławicy Andromeda, czyli jak nazywają ją astronomowie M 31 (to znaczy, że znajduje się pod numerem 31 w znanym katalogu mgławic Messiera), wynosi około 1800 tysięcy lat świetlnych, czyli około 20 razy rozmiar Galaktyki. Mgławica M 31 ma wyraźną strukturę spiralną i pod wieloma względami jest bardzo podobna do naszej Galaktyki. Obok niego znajdują się jego małe elipsoidalne satelity. Wraz z układami spiralnymi (galaktyki takie są oznaczane symbolami Sa, Sb i Sc, w zależności od charakteru rozwoju struktury spiralnej; w przypadku obecności „pręty” przechodzącej przez rdzeń litera B jest umieszczana po literę S) są sferoidalne i elipsoidalne, pozbawione jakichkolwiek śladów struktury spiralnej, a także „niewłaściwe” galaktyki, czego dobrym przykładem są Obłoki Magellana.
Duże teleskopy obserwują ogromną liczbę galaktyk. Jeśli istnieje około 250 galaktyk jaśniejszych niż widzialna jasność 12 magnitudo, to jest już około 50 tysięcy jaśniejszych niż jasność 16. Najsłabsze obiekty, które teleskop zwierciadlany o średnicy lustra 5 m może sfotografować na granicy, mają jasność 24,5 magnitudo , dla orbitującego teleskopu "Hubble" ta granica - obiekty o wielkości 30. Okazuje się, że spośród miliardów takich najsłabszych obiektów większość stanowią galaktyki. Wiele z nich jest od nas oddalonych na odległości, które światło pokonuje w ciągu miliardów lat. Oznacza to, że światło, które spowodowało poczernienie płyty, zostało wyemitowane przez tak odległą galaktykę na długo przed okresem archaicznym geologicznej historii Ziemi!
Widma większości galaktyk przypominają słońce; w obu przypadkach obserwuje się osobne ciemne linie absorpcyjne na dość jasnym tle. Nie ma w tym nic nieoczekiwanego, ponieważ promieniowanie galaktyk jest promieniowaniem miliardów ich gwiazd składowych, mniej więcej podobnych do Słońca. Uważne badanie widm galaktyk wiele lat temu doprowadziło do jednego odkrycia o fundamentalnym znaczeniu. Faktem jest, że ze względu na charakter przesunięcia długości fali dowolnej linii widmowej w stosunku do wzorca laboratoryjnego można określić prędkość źródła promieniującego wzdłuż linii wzroku. Innymi słowy, możliwe jest ustalenie, z jaką prędkością źródło zbliża się lub oddala.
Jeśli źródło światła się zbliża, linie widmowe przesuwają się w kierunku krótszych długości fal, jeśli się oddalają, w kierunku dłuższych. Zjawisko to nazywane jest „efektem Dopplera”. Okazało się, że w galaktykach (z wyjątkiem kilku najbliższych nam) linie widmowe są zawsze przesunięte do długofalowej części widma („przesunięcie ku czerwieni” linii), a wielkość tego przesunięcia wynosi większa, im dalej galaktyka jest od nas.
Oznacza to, że wszystkie galaktyki oddalają się od nas, a prędkość „ekspansji” wzrasta wraz z oddalaniem się galaktyk. Osiąga ogromne wartości. Na przykład prędkość cofania się radiogalaktyki Cygnus A znalezionej z przesunięcia ku czerwieni wynosi blisko 17 000 km/s. Przez długi czas rekord należał do bardzo słabej (w wiązkach optycznych o jasności 20 magnitudo) radiogalaktyki ZC 295. W 1960 roku uzyskano jej widmo. Okazało się, że znana ultrafioletowa linia widmowa zjonizowanego tlenu jest przesunięta do pomarańczowego obszaru widma! Stąd łatwo stwierdzić, że prędkość usuwania tego niesamowitego układu gwiezdnego wynosi 138 tysięcy km / s, czyli prawie połowę prędkości światła! Galaktyka radiowa 3C 295 znajduje się w takiej odległości od nas, że światło pokonuje 5 miliardów lat. Astronomowie badali więc światło, które zostało wyemitowane podczas formowania się Słońca i planet, a może nawet „trochę” wcześniej… Od tego czasu odkryto znacznie bardziej odległe obiekty.
Na ogólną ekspansję układu galaktyk nakładają się nieregularne prędkości poszczególnych galaktyk, zwykle równe kilkuset kilometrom na sekundę. Dlatego najbliższe nam galaktyki nie wykazują systematycznego przesunięcia ku czerwieni. Wszakże prędkości przypadkowych (tzw. "osobliwych") ruchów tych galaktyk są większe niż prędkość regularnego przesunięcia ku czerwieni. Ta ostatnia wzrasta wraz z oddalaniem się galaktyk o około 50 km/s na każdy milion parseków. Dlatego dla galaktyk, których odległości nie przekraczają kilku milionów parseków, losowe prędkości przekraczają prędkość cofania się z powodu przesunięcia ku czerwieni. Wśród pobliskich galaktyk są też te, które się do nas zbliżają (na przykład mgławica Andromeda M 31).
Galaktyki nie są równomiernie rozmieszczone w przestrzeni metagalaktycznej, tj. o stałej gęstości. Wykazują wyraźną tendencję do tworzenia odrębnych grup lub skupisk. W szczególności grupa około 20 bliskich nam galaktyk (w tym nasza Galaktyka) tworzy tzw. „układ lokalny”. Z kolei układ lokalny wchodzi w skład dużej gromady galaktyk, której centrum znajduje się w tej części nieba, na którą rzutowany jest konstelacja Panny. Klaster ten liczy kilka tysięcy członków i jest jednym z największych. W przestrzeni między gromadami gęstość galaktyk jest dziesięć razy mniejsza niż wewnątrz gromad.
Zwrócono uwagę na różnicę między gromadami gwiazd tworzącymi galaktyki a gromadami galaktyk. W pierwszym przypadku odległości między członkami gromady są ogromne w porównaniu z rozmiarami gwiazd, podczas gdy średnie odległości między galaktykami w gromadach galaktyk są tylko kilka razy większe niż rozmiary galaktyk. Z drugiej strony liczby galaktyk w gromadach nie można porównywać z liczbą gwiazd w galaktykach. Jeśli traktujemy całość galaktyk jako rodzaj gazu, w którym rolę cząsteczek odgrywają poszczególne galaktyki, to musimy uznać to medium za niezwykle lepkie.
Jak wygląda Metagalaktyka w naszym modelu, w którym orbita Ziemi jest zredukowana do rozmiaru pierwszej orbity atomu Bohra? W tej skali odległość do mgławicy Andromeda wyniesie nieco ponad 6 m, odległość do centralnej części gromady galaktyk w Pannie, w skład której wchodzi nasz lokalny układ galaktyk, wyniesie około 120 m, a rozmiar gromady sam będzie tego samego rzędu. Radiogalaktyka Cygnus A zostanie teraz usunięta w odległości 2,5 km, a odległość do radiogalaktyki 3C 295 osiągnie 25 km…
Zapoznaliśmy się w najbardziej ogólnej formie z głównymi cechami strukturalnymi i skalami Wszechświata. To jak zamrożona rama jego rozwoju. Nie zawsze było tak, jak teraz to widzimy. Wszystko we Wszechświecie się zmienia: gwiazdy i mgławice pojawiają się, rozwijają i „umierają”, Galaktyka rozwija się w naturalny sposób, zmienia się sama struktura i skala Metagalaktyki.
Schody do nieskończoności
Jak określić odległość do gwiazd? Skąd wiesz, że Alfa Centauri znajduje się w odległości około 4 lat świetlnych? Rzeczywiście, na podstawie jasności gwiazdy jako takiej trudno jest cokolwiek określić - blask słabej bliskiej i jasnej odległej gwiazdy może być taki sam. A jednak istnieje wiele dość niezawodnych sposobów określania odległości od Ziemi do najdalszych zakątków wszechświata. Satelita astrometryczny „Hipparchus” przez 4 lata pracy wyznaczył odległości do 118 tysięcy gwiazd SPL
Cokolwiek fizycy mówią o trójwymiarowości, sześciowymiarowości czy nawet jedenastu wymiarach przestrzeni, dla astronoma obserwowalny Wszechświat jest zawsze dwuwymiarowy. To, co dzieje się w Kosmosie, postrzegamy jako projekcję na sferę niebieską, tak jak w filmie cała złożoność życia jest rzutowana na płaski ekran. Na ekranie możemy łatwo odróżnić to, co dalekie od tego, co bliskie, dzięki znajomości trójwymiarowego oryginału, ale w dwuwymiarowym rozkładzie gwiazd nie ma wizualnej wskazówki, która pozwoliłaby nam zamienić go w trójwymiarową mapę nadającą się do do wyznaczania kursu statku międzygwiezdnego. Tymczasem odległości są kluczem do prawie połowy całej astrofizyki. Jak można bez nich odróżnić pobliską słabą gwiazdę od odległego, ale jasnego kwazara? Dopiero znając odległość do obiektu można ocenić jego energię, a stąd bezpośrednią drogę do zrozumienia jego natury fizycznej.
Niedawnym przykładem niepewności kosmicznych odległości jest problem źródeł rozbłysków gamma, krótkich impulsów twardego promieniowania, które docierają do Ziemi mniej więcej raz dziennie z różnych kierunków. Wstępne szacunki ich odległości wahały się od setek jednostek astronomicznych (dziesiątek godzin świetlnych) do setek milionów lat świetlnych. W związku z tym rozrzut w modelach też był imponujący – od anihilacji komet z antymaterii na obrzeżach Układu Słonecznego po wybuchy gwiazd neutronowych wstrząsające całym Wszechświatem i narodziny białych dziur. Do połowy lat 90. zaproponowano ponad sto różnych wyjaśnień natury rozbłysków gamma. Teraz, kiedy udało nam się oszacować odległości do ich źródeł, pozostały już tylko dwa modele.
Ale jak zmierzyć odległość, jeśli ani linijka, ani wiązka lokalizatora nie dosięgną obiektu? Z pomocą przychodzi metoda triangulacji, która jest szeroko stosowana w zwykłej geodezji ziemskiej. Wybieramy odcinek o znanej długości - podstawę, mierzymy od jego końców kąty, pod którymi widoczny jest punkt niedostępny z tego czy innego powodu, a następnie proste wzory trygonometryczne podają wymaganą odległość. Kiedy przechodzimy z jednego końca podstawy na drugi, zmienia się pozorny kierunek do punktu, przesuwa się on na tle odległych obiektów. Nazywa się to przesunięciem paralaksy lub paralaksą. Jego wartość jest tym mniejsza, im dalej znajduje się obiekt, a im większa, tym dłuższa podstawa.
Aby zmierzyć odległości do gwiazd, należy przyjąć maksymalną dostępną astronomom podstawę, równą średnicy orbity Ziemi. Odpowiednie paralaktyczne przemieszczenie gwiazd na niebie (ściśle mówiąc, połowa tego) zaczęto nazywać roczną paralaksą. Spróbował to zmierzyć Tycho Brahe, któremu nie spodobał się kopernikański pomysł na obrót Ziemi wokół Słońca, i postanowił to sprawdzić – wszak paralaksy też dowodzą ruchu orbitalnego Ziemi. Przeprowadzone pomiary charakteryzowały się imponującą jak na XVI wiek dokładnością - około jednej minuty kątowej, ale było to zupełnie niewystarczające do pomiaru paralaks, o których sam Brahe nie miał pojęcia i doszedł do wniosku, że system kopernikański jest błędny.
Odległość do gromad gwiazd jest określana metodą dopasowania ciągu głównego
Kolejnego ataku na paralaksę dokonał w 1726 roku Anglik James Bradley, przyszły dyrektor Obserwatorium w Greenwich. Początkowo wydawało się, że szczęście się do niego uśmiechnęło: wybrana do obserwacji gwiazda Gamma Draco rzeczywiście oscylowała wokół swojej średniej pozycji z rozpiętością 20 sekund kątowych w ciągu roku. Jednak kierunek tego przesunięcia był inny niż oczekiwany dla paralaksy i Bradley wkrótce znalazł prawidłowe wyjaśnienie: prędkość orbity Ziemi sumuje się z prędkością światła pochodzącego z gwiazdy i zmienia swój pozorny kierunek. Podobnie krople deszczu pozostawiają pochyłe ścieżki na szybach autobusu. Zjawisko to, zwane aberracją roczną, było pierwszym bezpośrednim dowodem na to, że Ziemia porusza się wokół Słońca, ale nie miało nic wspólnego z paralaksami.
Dopiero sto lat później dokładność instrumentów goniometrycznych osiągnęła wymagany poziom. Pod koniec lat 30. XIX wieku, według słów Johna Herschela, „mur, który uniemożliwiał penetrację gwiezdnego Wszechświata, został przełamany niemal jednocześnie w trzech miejscach”. W 1837 r. Wasilij Jakowlewicz Struve (wówczas dyrektor Obserwatorium Derpt, a później Obserwatorium Pułkowo) opublikował zmierzoną przez siebie paralaksę Wegi - 0,12 sekundy łukowej. W następnym roku Friedrich Wilhelm Bessel podał, że paralaksa gwiazdy 61. Cygni wynosi 0,3". A rok później szkocki astronom Thomas Henderson, który pracował na półkuli południowej na Przylądku Dobrej Nadziei, zmierzył paralaksę w układ Alpha Centauri - 1,16". To prawda, później okazało się, że wartość ta została przeszacowana 1,5 razy i na całym niebie nie ma ani jednej gwiazdy z paralaksą większą niż 1 sekunda łuku.
Dla odległości mierzonych metodą paralaktyczną wprowadzono specjalną jednostkę długości - parsek (od sekundy paralaktycznej, pc). Jeden parsek zawiera 206 265 jednostek astronomicznych, czyli 3,26 lat świetlnych. To właśnie z tej odległości pod kątem 1 sekundy widoczny jest promień orbity Ziemi (1 jednostka astronomiczna = 149,5 miliona kilometrów). Aby określić odległość do gwiazdy w parsekach, należy podzielić ją przez jej paralaksę w sekundach. Na przykład do najbliższego nam układu gwiezdnego, Alfa Centauri, 1/0,76 = 1,3 parseków, czyli 270 000 jednostek astronomicznych. Tysiąc parseków to kiloparsek (kpc), milion parseków to megaparsek (Mpc), a miliard to gigaparsek (Gpc).
Pomiar ekstremalnie małych kątów wymagał wyrafinowania technicznego i wielkiej staranności (na przykład Bessel przetworzył ponad 400 pojedynczych obserwacji Cygnusa 61), ale po pierwszym przełomie wszystko stało się łatwiejsze. Do 1890 roku zmierzono już paralaksy trzech tuzinów gwiazd, a kiedy fotografia zaczęła być szeroko stosowana w astronomii, dokładny pomiar paralaksy został całkowicie uruchomiony. Pomiary paralaksy są jedyną metodą bezpośredniego określania odległości do poszczególnych gwiazd. Jednak podczas obserwacji naziemnych zakłócenia atmosferyczne nie pozwalają metodzie paralaksy na pomiar odległości powyżej 100 pc. Dla wszechświata nie jest to bardzo duża wartość. („To niedaleko, sto parseków”, jak powiedział Gromozeka.) Tam, gdzie metody geometryczne zawodzą, na ratunek przychodzą metody fotometryczne.
Rekordy geometryczne
W ostatnich latach coraz częściej publikowane są wyniki pomiarów odległości do bardzo zwartych źródeł emisji radiowej - maserów. Ich promieniowanie pada na zakres radiowy, co umożliwia obserwację ich na interferometrach radiowych zdolnych do pomiaru współrzędnych obiektów z mikrosekundową dokładnością, nieosiągalną w zakresie optycznym, w którym obserwuje się gwiazdy. Dzięki maserom metody trygonometryczne można zastosować nie tylko do odległych obiektów w naszej Galaktyce, ale także do innych galaktyk. Na przykład w 2005 roku Andreas Brunthaler (Niemcy) i jego współpracownicy wyznaczyli odległość do galaktyki M33 (730 kpc) porównując przemieszczenie kątowe maserów z prędkością obrotu tego układu gwiezdnego. Rok później Ye Xu (Chiny) i współpracownicy zastosowali klasyczną metodę paralaksy do „lokalnych” źródeł maserowych, aby zmierzyć odległość (2 kpc) do jednego z ramion spiralnych naszej Galaktyki. Być może w 1999 r. J. Hernstin (USA) i współpracownicy zdołali posunąć się najdalej. Śledząc ruch maserów w dysku akrecyjnym wokół czarnej dziury w jądrze aktywnej galaktyki NGC 4258, astronomowie ustalili, że ten układ znajduje się 7,2 Mpc od nas. Do tej pory jest to absolutny rekord metod geometrycznych.
Standardowe świece astronomów
Im dalej od nas znajduje się źródło promieniowania, tym jest ono ciemniejsze. Jeśli znasz prawdziwą jasność obiektu, porównując ją z jasnością widzialną, możesz znaleźć odległość. Prawdopodobnie pierwszym, który zastosował tę ideę do pomiaru odległości do gwiazd, był Huygens. W nocy obserwował Syriusza, aw ciągu dnia porównywał jego blask do maleńkiej dziurki w ekranie zasłaniającej Słońce. Po wybraniu rozmiaru dziury tak, aby obie jasności się pokrywały, i porównaniu wartości kątowych dziury i dysku słonecznego, Huygens doszedł do wniosku, że Syriusz jest 27 664 razy dalej od nas niż Słońce. To 20 razy mniej niż rzeczywista odległość. Błąd wynikał częściowo z faktu, że Syriusz jest w rzeczywistości znacznie jaśniejszy od Słońca, a częściowo z powodu trudności w porównaniu jasności z pamięci.
Przełom w dziedzinie metod fotometrycznych nastąpił wraz z pojawieniem się fotografii w astronomii. Na początku XX wieku Obserwatorium Harvard College przeprowadziło zakrojone na szeroką skalę prace mające na celu określenie jasności gwiazd z klisz fotograficznych. Szczególną uwagę zwrócono na gwiazdy zmienne, których jasność ulega wahaniom. Badając gwiazdy zmienne specjalnej klasy - cefeidy - w Małym Obłoku Magellana, Henrietta Leavitt zauważyła, że im są one jaśniejsze, tym dłuższy jest okres fluktuacji ich jasności: gwiazdy o okresie kilkudziesięciu dni okazały się około 40 razy jaśniejsze niż gwiazdy o okresie rzędu jednego dnia.
Ponieważ wszystkie cefeidy Levitta znajdowały się w tym samym układzie gwiezdnym - Małym Obłoku Magellana - można uznać, że zostały od nas oddalone w tej samej (choć nieznanej) odległości. Oznacza to, że różnica w ich pozornej jasności jest związana z rzeczywistymi różnicami w jasności. Pozostało określić odległość do jednej cefeidy metodą geometryczną, aby skalibrować całą zależność i móc, mierząc okres, określić rzeczywistą jasność dowolnej cefeidy, a na tej podstawie odległość do gwiazdy i gwiazdy zawierający go system.
Ale niestety w pobliżu Ziemi nie ma cefeid. Najbliższa z nich, Gwiazda Polarna, znajduje się, jak wiemy, 130 pc. od Słońca, czyli poza zasięgiem naziemnych pomiarów paralaksy. To nie pozwoliło rzucić mostu bezpośrednio z paralaksy na cefeidy, a astronomowie musieli zbudować strukturę, którą teraz w przenośni nazywa się drabiną odległości.
Pośrednim krokiem na jej drodze były otwarte gromady gwiazd, obejmujące od kilkudziesięciu do kilkuset gwiazd, połączonych wspólnym czasem i miejscem narodzin. Jeśli wykreślisz temperaturę i jasność wszystkich gwiazd w gromadzie, większość punktów znajdzie się na jednej nachylonej linii (a dokładniej na pasku), która nazywa się ciągiem głównym. Temperatura jest określana z dużą dokładnością na podstawie widma gwiazdy, a jasność na podstawie pozornej jasności i odległości. Jeśli odległość jest nieznana, na ratunek przychodzi fakt, że wszystkie gwiazdy w gromadzie są od nas prawie w tej samej odległości, więc pozorna jasność w gromadzie nadal może być używana jako miara jasności.
Ponieważ gwiazdy są wszędzie takie same, główne sekwencje wszystkich gromad muszą się zgadzać. Różnice wynikają tylko z faktu, że znajdują się one w różnych odległościach. Jeśli wyznaczymy odległość do jednego z klastrów metodą geometryczną, to dowiemy się, jak wygląda „prawdziwy” ciąg główny, a następnie porównując z nim dane z innych klastrów, określimy odległości do nich. Technika ta nazywana jest „dopasowaniem sekwencji głównej”. Przez długi czas Plejady i Hiady służyły mu jako standard, do których odległości określano metodą grupowych paralaks.
Na szczęście dla astrofizyki cefeidy znaleziono w około dwudziestu gromadach otwartych. Dlatego mierząc odległości do tych gromad, dopasowując ciąg główny, można „dosięgnąć drabiny” do cefeid, które są na trzecim stopniu.
Jako wskaźnik odległości cefeidy są bardzo wygodne: jest ich stosunkowo dużo - można je znaleźć w dowolnej galaktyce, a nawet w dowolnej gromadzie kulistej, a będąc gigantycznymi gwiazdami, są wystarczająco jasne, aby mierzyć odległości międzygalaktyczne od nich. Dzięki temu zasłużyli sobie na wiele głośnych epitetów, takich jak „latarnie nawigacyjne wszechświata” czy „słupki milowe astrofizyki”. „Władca” cefeidy rozciąga się do 20 Mpc - to około sto razy więcej niż nasza Galaktyka. Co więcej, nie można ich już odróżnić nawet za pomocą najpotężniejszych nowoczesnych instrumentów, a aby wspiąć się na czwarty szczebel drabiny odległości, potrzebujesz czegoś jaśniejszego.
 |
 |
 |
 |
 |
 |
|
METODY POMIARU ODLEGŁOŚCI PRZESTRZENI |
Do krańców wszechświata
Jedna z najpotężniejszych pozagalaktycznych metod pomiaru odległości opiera się na wzorzec znany jako relacja Tully-Fisher: im jaśniejsza galaktyka spiralna, tym szybciej się obraca. Kiedy galaktykę ogląda się z boku lub pod dużym kątem, połowa jej materii porusza się w naszym kierunku w wyniku rotacji, a połowa cofa się, co prowadzi do poszerzenia linii widmowych w wyniku efektu Dopplera. Ta ekspansja określa prędkość obrotu, zgodnie z nią - jasność, a następnie z porównania z jasnością pozorną - odległość do galaktyki. I oczywiście, aby skalibrować tę metodę, potrzebne są galaktyki, których odległości zostały już zmierzone za pomocą cefeid. Metoda Tully-Fisher jest bardzo dalekosiężna i obejmuje galaktyki oddalone od nas o setki megaparseków, ale ma też swoje ograniczenia, ponieważ nie jest możliwe uzyskanie wystarczająco wysokiej jakości widm dla zbyt odległych i słabych galaktyk.
W nieco większym zakresie odległości działa inna „świeca standardowa” - supernowe typu Ia. Błyski takich supernowych to „tego samego typu” wybuchy termojądrowe białych karłów o masie nieco większej od krytycznej (1,4 masy Słońca). Dlatego nie ma powodu, aby znacznie różniły się mocą. Obserwacje takich supernowych w pobliskich galaktykach, do których odległości można określić na podstawie cefeid, wydają się potwierdzać tę stałość, dlatego kosmiczne eksplozje termojądrowe są obecnie szeroko stosowane do określania odległości. Są widoczne nawet miliardy parseków od nas, ale nigdy nie wiadomo, do jakiej galaktyki można je zmierzyć, bo nie wiadomo z góry, gdzie dokładnie wybuchnie kolejna supernowa.
Jak dotąd tylko jedna metoda pozwala przejść jeszcze dalej - przesunięcia ku czerwieni. Jej historia, podobnie jak historia cefeid, rozpoczyna się równocześnie z XX wiekiem. W 1915 roku Amerykanin Westo Slifer, badając widma galaktyk, zauważył, że w większości z nich linie są przesunięte ku czerwieni względem pozycji „laboratoryjnej”. W 1924 roku Niemiec Karl Wirtz zauważył, że przesunięcie to jest tym silniejsze, im mniejszy jest rozmiar kątowy galaktyki. Jednak dopiero Edwin Hubble w 1929 roku zdołał połączyć te dane w jeden obraz. Zgodnie z efektem Dopplera przesunięcie ku czerwieni linii w widmie oznacza, że obiekt się od nas oddala. Porównując widma galaktyk z odległościami do nich określonymi przez cefeidy, Hubble sformułował prawo: prędkość usuwania galaktyki jest proporcjonalna do odległości do niej. Współczynnik proporcjonalności w tym stosunku nazywany jest stałą Hubble'a.
W ten sposób odkryto ekspansję Wszechświata, a wraz z nią możliwość określania odległości do galaktyk z ich widm, oczywiście pod warunkiem, że stała Hubble'a jest powiązana z innymi „władcami”. Sam Hubble wykonał to wiązanie z błędem prawie rzędu wielkości, który został poprawiony dopiero w połowie lat czterdziestych XX wieku, kiedy stało się jasne, że cefeidy dzielą się na kilka typów o różnych stosunkach „okresu do jasności”. Kalibrację przeprowadzono na nowo w oparciu o „klasyczne” cefeidy i dopiero wtedy wartość stałej Hubble'a zbliżyła się do współczesnych szacunków: 50–100 km / s na megaparsek odległości do galaktyki.
Teraz przesunięcia ku czerwieni są używane do określania odległości do galaktyk oddalonych od nas o tysiące megaparseków. To prawda, że \u200b\u200bodległości te są podawane w megaparsekach tylko w popularnych artykułach. Faktem jest, że zależą one od przyjętego w obliczeniach modelu ewolucji Wszechświata, a poza tym w rozszerzającej się przestrzeni nie do końca wiadomo, o jaką odległość chodzi: tę, w jakiej znajdowała się galaktyka w momencie emisji promieniowania , lub tego, w którym się znajduje w momencie jego odbioru na Ziemi, lub odległości przebytej przez światło na drodze od punktu początkowego do punktu końcowego. Dlatego astronomowie wolą wskazywać dla odległych obiektów tylko bezpośrednio obserwowaną wartość przesunięcia ku czerwieni, bez przeliczania jej na megaparseki.
Przesunięcia ku czerwieni są obecnie jedyną metodą szacowania odległości „kosmologicznych” porównywalnych z „rozmiarem Wszechświata”, a jednocześnie jest to chyba najbardziej rozpowszechniona technika. W lipcu 2007 roku opublikowano katalog przesunięć ku czerwieni 77 418 767 galaktyk. Jednak podczas jego tworzenia zastosowano nieco uproszczoną automatyczną technikę analizy widm, dlatego do niektórych wartości mogły wkraść się błędy.
Gra drużynowa
Geometryczne metody pomiaru odległości nie ograniczają się do paralaksy rocznej, w której pozorne przemieszczenia kątowe gwiazd porównuje się z ruchami Ziemi na jej orbicie. Inne podejście opiera się na ruchu Słońca i gwiazd względem siebie. Wyobraź sobie gromadę gwiazd przelatującą obok Słońca. Zgodnie z prawami perspektywy widoczne trajektorie jego gwiazd, niczym szyny na horyzoncie, zbiegają się w jednym punkcie - promieniście. Jego pozycja wskazuje kąt, pod jakim gromada leci do linii wzroku. Znając ten kąt można rozłożyć ruch gwiazd w gromadzie na dwie składowe – wzdłuż linii wzroku i prostopadle do niej po sferze niebieskiej – i określić proporcje między nimi. Prędkość radialną gwiazd w kilometrach na sekundę mierzy się efektem Dopplera i biorąc pod uwagę znalezioną proporcję oblicza się rzut prędkości na niebo - również w kilometrach na sekundę. Pozostaje porównać te prędkości liniowe gwiazd z prędkościami kątowymi wyznaczonymi na podstawie wyników wieloletnich obserwacji, a odległość będzie znana! Ta metoda działa do kilkuset parseków, ale ma zastosowanie tylko do gromad gwiazd i dlatego nazywana jest metodą paralaksy grupowej. W ten sposób po raz pierwszy zmierzono odległości do Hiad i Plejad.
Schodami prowadzącymi w dół
Budując naszą drabinę na krańce wszechświata, milczeliśmy na temat fundamentu, na którym się ona opiera. Tymczasem metoda paralaksy podaje odległość nie w metrach referencyjnych, ale w jednostkach astronomicznych, czyli w promieniach orbity Ziemi, których wartość również nie została od razu określona. Spójrzmy więc wstecz i zejdźmy po drabinie kosmicznych odległości na Ziemię.Prawdopodobnie pierwszym, który ustalił odległość Słońca był Arystarch z Samos, który półtora tysiąca lat przed Kopernikiem zaproponował heliocentryczny układ świata. Okazało się, że Słońce jest 20 razy dalej od nas niż Księżyc. Szacunek ten, jak obecnie wiemy, niedoszacowany 20-krotnie, trwał aż do ery Keplera. Chociaż on sam nie mierzył jednostki astronomicznej, to już zauważył, że Słońce powinno być znacznie dalej, niż myślał Arystarch (a wszyscy inni astronomowie podążali za nim).
Pierwsze mniej lub bardziej akceptowalne oszacowanie odległości Ziemi od Słońca uzyskali Jean Dominique Cassini i Jean Richet. W 1672 roku, podczas opozycji Marsa, zmierzyli jego położenie względem gwiazd jednocześnie z Paryża (Cassini) i Cayenne (Richet). Odległość z Francji do Gujany Francuskiej posłużyła za podstawę trójkąta paralaktycznego, z którego wyznaczyli odległość do Marsa, a następnie obliczyli jednostkę astronomiczną z równań mechaniki nieba, wyprowadzając wartość 140 milionów kilometrów.
W ciągu następnych dwóch stuleci tranzyty Wenus przez dysk słoneczny stały się głównym narzędziem określania skali Układu Słonecznego. Obserwując je jednocześnie z różnych stron globu, można obliczyć odległość Ziemi od Wenus, a więc wszystkie inne odległości w Układzie Słonecznym. W XVIII-XIX wieku zjawisko to zaobserwowano czterokrotnie: w 1761, 1769, 1874 i 1882 roku. Obserwacje te stały się jednym z pierwszych międzynarodowych projektów naukowych. Wyposażono wyprawy na dużą skalę (ekspedycję angielską z 1769 r. Prowadził słynny James Cook), stworzono specjalne stacje obserwacyjne… A jeśli pod koniec XVIII wieku Rosja dała tylko francuskim naukowcom możliwość obserwacji przejścia z jego terytorium (z Tobolska), to już w latach 1874 i 1882 rosyjscy naukowcy brali czynny udział w badaniach. Niestety, ekstremalna złożoność obserwacji doprowadziła do znacznej rozbieżności w szacunkach jednostki astronomicznej - od około 147 do 153 milionów kilometrów. Bardziej wiarygodną wartość - 149,5 mln km - uzyskano dopiero na przełomie XIX i XX wieku z obserwacji planetoid. I wreszcie trzeba wziąć pod uwagę, że wyniki wszystkich tych pomiarów były oparte na znajomości długości podstawy, w roli której przy pomiarze jednostki astronomicznej działał promień Ziemi. Tak więc w końcu geodeci położyli fundamenty pod drabinę kosmicznych odległości.
Dopiero w drugiej połowie XX wieku do dyspozycji naukowców pojawiły się zasadniczo nowe metody określania odległości kosmicznych - laser i radar. Pozwoliły one zwiększyć dokładność pomiarów w Układzie Słonecznym setki tysięcy razy. Błąd radaru dla Marsa i Wenus wynosi kilka metrów, a odległość do narożnych reflektorów zainstalowanych na Księżycu jest mierzona z dokładnością do centymetrów. Obecnie przyjęta wartość jednostki astronomicznej to 149 597 870 691 metrów.
Trudne losy „Hipparcha”
Tak radykalny postęp w mierzeniu jednostki astronomicznej w nowy sposób podniósł kwestię odległości do gwiazd. Dokładność wyznaczenia paralaksy jest ograniczona atmosferą ziemską. Dlatego już w latach 60. zrodził się pomysł wyniesienia w kosmos instrumentu goniometrycznego. Zostało to zrealizowane w 1989 roku wraz z wystrzeleniem europejskiego satelity astrometrycznego Hipparchus. Nazwa ta jest ugruntowanym, choć formalnie nie do końca poprawnym tłumaczeniem angielskiej nazwy HIPPARCOS, która jest skrótem od High Precision Parallax Collecting Satellite („satelita do zbierania paralaks o wysokiej precyzji”) i nie pokrywa się z angielską pisownią nazwy imię słynnego starożytnego greckiego astronoma - Hipparcha, autora pierwszego katalogu gwiazd.Twórcy satelity postawili sobie bardzo ambitne zadanie: zmierzyć paralaksy ponad 100 tysięcy gwiazd z dokładnością do milisekund, czyli „dosięgnąć” gwiazd oddalonych o setki parseków od Ziemi. Konieczne było wyjaśnienie odległości do kilku otwartych gromad gwiazd, w szczególności Hiad i Plejad. Ale co najważniejsze, stało się możliwe „przeskoczenie stopnia” poprzez bezpośrednie zmierzenie odległości do samych cefeid.
Wyprawa zaczęła się od kłopotów. Z powodu awarii w górnym stopniu Hipparch nie wszedł na obliczoną orbitę geostacjonarną i pozostał na pośredniej, mocno wydłużonej trajektorii. Specjaliści Europejskiej Agencji Kosmicznej poradzili sobie jednak z sytuacją, a orbitalny teleskop astrometryczny z powodzeniem działał przez 4 lata. Tyle samo trwało przetwarzanie wyników iw 1997 r. opublikowano katalog gwiazd z paralaksami i ruchami własnymi 118 218 luminarzy, w tym około dwustu cefeid.
Niestety w wielu kwestiach upragniona jasność jeszcze nie nadeszła. Wynik dla Plejad okazał się najbardziej niezrozumiały - zakładano, że Hipparch doprecyzuje odległość, którą wcześniej szacowano na 130-135 parseków, ale w praktyce okazało się, że Hipparch ją poprawił, uzyskując wartość zaledwie 118 parseków. Przyjęcie nowej wartości wymagałoby dostosowania zarówno teorii ewolucji gwiazd, jak i skali odległości międzygalaktycznych. Byłby to poważny problem dla astrofizyki i zaczęto dokładnie sprawdzać odległość do Plejad. Do 2004 roku kilka grup uzyskało niezależnie oszacowania odległości do gromady w przedziale od 132 do 139 proc. Zaczęły pojawiać się obraźliwe głosy z sugestiami, że konsekwencji umieszczenia satelity na niewłaściwej orbicie nadal nie da się całkowicie wyeliminować. Tak więc, ogólnie rzecz biorąc, wszystkie zmierzone przez niego paralaksy zostały zakwestionowane.
Zespół Hipparcha był zmuszony przyznać, że pomiary były generalnie dokładne, ale być może trzeba je było ponownie przetworzyć. Chodzi o to, że paralaksy nie są mierzone bezpośrednio w astrometrii kosmicznej. Zamiast tego Hipparch mierzył w kółko kąty między licznymi parami gwiazd przez cztery lata. Kąty te zmieniają się zarówno z powodu przesunięcia paralaktycznego, jak i ruchu własnego gwiazd w przestrzeni. Aby „wyciągnąć” dokładnie wartości paralaks z obserwacji, wymagane jest dość skomplikowane przetwarzanie matematyczne. To musiałem powtórzyć. Nowe wyniki zostały opublikowane pod koniec września 2007 r., ale nie jest jeszcze jasne, w jakim stopniu się to poprawiło.
Ale na tym problemy Hipparcha się nie kończą. Wyznaczone przez niego paralaksy cefeid okazały się niewystarczająco dokładne do pewnej kalibracji stosunku „okresu do jasności”. W ten sposób satelita nie rozwiązał drugiego zadania, które przed nim stanęło. Dlatego na świecie rozważa się obecnie kilka nowych projektów astrometrii kosmicznej. Najbliżej realizacji jest europejski projekt Gaia, którego uruchomienie planowane jest na 2012 rok. Zasada jego działania jest taka sama jak Hipparcha - powtarzane pomiary kątów między parami gwiazd. Jednak dzięki potężnej optyce będzie w stanie obserwować znacznie ciemniejsze obiekty, a zastosowanie metody interferometrii zwiększy dokładność pomiaru kąta do kilkudziesięciu mikrosekund łuku. Zakłada się, że Gaia będzie w stanie mierzyć odległości w kiloparsekach z błędem nie większym niż 20% i określi pozycje około miliarda obiektów w ciągu kilku lat pracy. W ten sposób powstanie trójwymiarowa mapa znacznej części Galaktyki.Wszechświat Arystotelesa kończył się w dziewięciu odległościach od Ziemi do Słońca. Kopernik uważał, że gwiazdy są 1000 razy dalej niż słońce. Paralaksy odsuwały nawet najbliższe gwiazdy na lata świetlne. Na samym początku XX wieku amerykański astronom Harlow Shapley, posługując się cefeidami, ustalił, że średnica Galaktyki (którą utożsamiał z Wszechświatem) mierzona jest w dziesiątkach tysięcy lat świetlnych, a dzięki Hubble'owi granice Wszechświata rozszerzył się do kilku gigaparseków. Jak bardzo są ostateczne?
Oczywiście każdy szczebel drabiny odległości ma swoje większe lub mniejsze błędy, ale generalnie skale Wszechświata są dobrze określone, weryfikowane różnymi niezależnymi metodami i sumują się w jeden spójny obraz. Tak więc obecne granice wszechświata wydają się niezachwiane. Nie oznacza to jednak, że kiedyś nie będziemy chcieli mierzyć odległości dzielącej go od jakiegoś sąsiedniego wszechświata!
Szkłowski I.S., Dmitrij Wiebe. Ziemia (Sol III).
Na podstawie materiałów: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Szkłowski I.S. „Wszechświat, życie, umysł” / wyd. NS Kardashev i VI Moroza - wyd.
Skale odległości we Wszechświecie. Metody szacowania rozmiarów i odległości
Nieskończoność i ogrom Wszechświata wywołują uczucie podziwu i podziwu.
Tak więc niemiecki fizyk, wynalazca pompy powietrza, który wykazał istnienie ciśnienia powietrza (eksperyment z półkulami magdeburskimi ʼʼ) i zbadał wiele właściwości ᴇᴦο, O. von Guericke przeprowadził eksperymenty, aby udowodnić, że Wszechświat jest pusty, wszechobecny i nieskończony. Było to sprzeczne z nauką początku XVII wieku. Napisał, że ᴇᴦο, starając się poznać strukturę świata, był przede wszystkim zszokowany niewyobrażalnym zakresem
Wszechświat. To ona wzbudziła w nim nawiedzone pragnienie upewnienia się, co to jest, co rozprzestrzenia się między ciałami niebieskimi˸ ʼʼCo to w istocie jest? Ale zawiera wszystko i daje miejsce na bycie i istnienie. Być może jest to jakaś ognista materia niebiańska, stała (jak twierdzili Arystoteliści), płynna (jak uważają Kopernik i Tycho Brahe), a może jakaś przezroczysta piąta esencja? Albo przestrzeń jest wolna od jakiejkolwiek materii, tj. istnieje stale odrzucana pustka”.
Odległości w świecie gwiazd mierzone są w latach świetlnych (1 rok świetlny ≈ ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 km) lub w parsekach (1 szt. = 3,26 lat świetlnych = 206 265 AU = = 3, 1 ‣‣‣ 10 16 M). Odległość Ziemi od Słońca w 1 AU (jednostka astronomiczna) ≈ 150 mln km, ᴇᴦο światło podróżuje w 8,5 minuty. Księżyc znajduje się w odległości około 1 St. s, czyli 384 tys. km, czyli 60 promieni Ziemi. Średnica Układu Słonecznego wynosi kilka godzin świetlnych, a najbliższa gwiazda (Proxima konstelacji Centaura) znajduje się w odległości około 4 godzin świetlnych. lata.
W starożytności różne ludy miały różne wyobrażenia o Ziemi i jej kształcie. Tak więc Hindusi wyobrażali sobie Ziemię jako płaszczyznę leżącą na grzbietach słoni; mieszkańcy Babilonu - w postaci góry, na zachodnim zboczu której znajduje się Babilonia; Żydzi - w formie równiny itp. Ale w każdym razie wierzono, że w jakimś miejscu niebiańska kopuła jest połączona z firmamentem ziemi. Nauka o Ziemi, geografia, swój wygląd i rozwój zawdzięcza starożytnym Grekom, którzy przedstawiali świat w formie okrągłego tortu z Grecją w środku. Hekateusz z Miletu obliczył nawet jego średnicę - 8000 km. Dla naszych odległych przodków orientacja w przestrzeni miała ogromne znaczenie. Zamów zapewnione bezpieczeństwo.
W Mezopotamii i Egipcie obserwacje nieba były prerogatywą kapłanów i były związane z astrologią. Ludzie zauważyli, że planety poruszają się na tle gwiazd (z gr. planety- wędrówki). Zaczęli robić modele otaczającej człowieka przestrzeni świata, modele Świata. Człowiek, a co za tym idzie nasza Ziemia, zostali umieszczeni w centrum Świata. Tak wyróżniająca się pozycja osoby odpowiadała wyobrażeniom obserwatora. Arystoteles podał przyrodniczo-filozoficzne uzasadnienie takiego systemu, przedstawiając kosmos jako ogromną liczbę połączonych ze sobą sfer materialnych, z których każda podlega własnym prawom. Nie potrafił wyjaśnić pozornego ruchu ciał niebieskich ze wschodu na zachód i ograniczył się do stwierdzenia: „Natura zawsze wykorzystuje najlepsze z możliwości”. Inny uczeń Platona, Eudoksos, próbował znaleźć kinematykę planet w oparciu o hipotezę ruchu po idealnej krzywej - okręgu. Aby to zrobić, musiał wybrać prędkości i kierunki ruchu trzech (a potem siedmiu) sfer, aby opisać pozorny ruch Słońca i Księżyca, oraz 26 sfer dla planet. Arystoteles używał już 56 sfer, a matematyk Apoloniusz zaproponował teorię epicykli: planeta porusza się po orbicie kołowej, której środek opisuje okrąg wokół Ziemi. System ten został opracowany przez słynnego astronoma Hipparcha, który opracował pierwszy katalog 850 gwiazd, zidentyfikował konstelacje i odkrył precesję osi Ziemi. Uważany jest za jednego z twórców astronomii. U Arystotelesa nie wszystko
Skale odległości we Wszechświecie. Metody szacowania wielkości i odległości - pojęcie i rodzaje. Klasyfikacja i cechy kategorii „Skale odległości we Wszechświecie. Metody szacowania rozmiarów i odległości” 2015, 2017-2018.
