Ce știm despre univers, cum este cosmosul? Universul este o lume fără margini, greu de înțeles de mintea umană, care pare ireală și nematerială. De fapt, suntem înconjurați de materie, nemărginită în spațiu și timp, capabilă să îmbrace diverse forme. Pentru a încerca să înțelegem adevărata scară a spațiului cosmic, modul în care funcționează Universul, structura universului și procesele de evoluție, va trebui să trecem pragul propriei viziuni asupra lumii, să privim lumea din jurul nostru dintr-un alt mod. unghi, din interior.

O privire asupra vastelor întinderi ale spațiului de pe Pământ

Formarea universului: primii pași

Spațiul pe care îl observăm prin telescoape este doar o parte a Universului stelar, așa-numita Megagalaxie. Parametrii orizontului cosmologic Hubble sunt colosali - 15-20 de miliarde de ani lumină. Aceste date sunt aproximative, deoarece în procesul de evoluție Universul se extinde constant. Expansiunea universului are loc prin răspândirea elementelor chimice și a radiației cosmice de fond cu microunde. Structura universului este în continuă schimbare. În spațiu apar grupuri de galaxii, obiectele și corpurile Universului sunt miliarde de stele care formează elemente ale spațiului apropiat - sisteme stelare cu planete și sateliți.

Unde este începutul? Cum a apărut universul? Probabil că vârsta Universului este de 20 de miliarde de ani. Este posibil ca protomatterul fierbinte și dens să fi devenit sursa materiei cosmice, al cărei cluster a explodat la un moment dat. Cele mai mici particule s-au format ca urmare a exploziei împrăștiate în toate direcțiile și continuă să se îndepărteze de epicentru în timpul nostru. Teoria Big Bang, care domină acum comunitatea științifică, este cea mai exactă descriere a procesului de formare a Universului. Substanța care a apărut ca urmare a unui cataclism cosmic a fost o masă eterogenă formată din cele mai mici particule instabile care, ciocnindu-se și împrăștiindu-se, au început să interacționeze între ele.

Big Bang-ul este o teorie a originii universului, care explică formarea acestuia. Conform acestei teorii, inițial a existat o anumită cantitate de materie, care, ca urmare a anumitor procese, a explodat cu o forță colosală, împrăștiind o masă de mamă în spațiul înconjurător.

Un timp mai târziu, conform standardelor cosmice - o clipă, conform cronologiei pământești - milioane de ani, a venit stadiul de materializare a spațiului. Din ce este făcut universul? Materia dispersată a început să se concentreze în cheaguri, mari și mici, în locul cărora au început să apară ulterior primele elemente ale Universului, mase uriașe de gaze - pepiniera viitoarelor stele. În cele mai multe cazuri, procesul de formare a obiectelor materiale în Univers este explicat de legile fizicii și termodinamicii, cu toate acestea, există o serie de puncte care nu pot fi încă explicate. De exemplu, de ce într-o parte a spațiului substanța în expansiune este concentrată mai mult, în timp ce într-o altă parte a universului materia este foarte rarefiată. Răspunsurile la aceste întrebări pot fi obținute numai atunci când mecanismul de formare a obiectelor spațiale, mari și mici, devine clar.

Acum, procesul de formare a Universului se explică prin acțiunea legilor Universului. Instabilitatea gravitațională și energia în diferite zone au declanșat formarea protostelelor, care, la rândul lor, sub influența forțelor centrifuge și a gravitației, au format galaxii. Cu alte cuvinte, în timp ce materia a continuat și continuă să se extindă, procesele de compresie au început sub influența forțelor gravitaționale. Particulele de nori de gaz au început să se concentreze în jurul centrului imaginar, formând în cele din urmă un nou sigiliu. Materialul de construcție din acest șantier gigantic este hidrogenul molecular și heliul.

Elementele chimice ale Universului sunt materialul de construcție primar din care a urmat ulterior formarea obiectelor Universului.

În plus, legea termodinamicii începe să funcționeze, procesele de dezintegrare și ionizare sunt activate. Moleculele de hidrogen și heliu se descompun în atomi, din care, sub influența forțelor gravitaționale, se formează miezul unei protostele. Aceste procese sunt legile Universului și au luat forma unei reacții în lanț, având loc în toate colțurile îndepărtate ale Universului, umplând universul cu miliarde, sute de miliarde de stele.

Evoluția Universului: Repere

Astăzi, în cercurile științifice, există o ipoteză despre ciclicitatea stărilor din care este țesută istoria Universului. Apărând ca urmare a exploziei protomatterului, acumulările de gaz au devenit o pepinieră pentru stele, care, la rândul lor, au format numeroase galaxii. Cu toate acestea, după ce a ajuns într-o anumită fază, materia din Univers începe să lupte pentru starea sa originală, concentrată, adică. Explozia și expansiunea ulterioară a materiei în spațiu sunt urmate de compresie și revenirea la o stare superdensă, la punctul de plecare. Ulterior, totul se repetă, nașterea este urmată de finală și așa mai departe multe miliarde de ani, la infinit.

Începutul și sfârșitul universului în conformitate cu natura ciclică a evoluției universului

Cu toate acestea, după ce am omis subiectul formării Universului, care rămâne o întrebare deschisă, ar trebui să trecem la structura universului. În anii 30 ai secolului XX, a devenit clar că spațiul cosmic este împărțit în regiuni - galaxii, care sunt formațiuni uriașe, fiecare cu propria sa populație stelară. Cu toate acestea, galaxiile nu sunt obiecte statice. Viteza de expansiune a galaxiilor din centrul imaginar al Universului este în continuă schimbare, fapt dovedit de convergența unora și îndepărtarea altora unele de altele.

Toate aceste procese, din punct de vedere al duratei vieții pământești, durează foarte încet. Din punctul de vedere al științei și al acestor ipoteze, toate procesele evolutive au loc rapid. În mod convențional, evoluția Universului poate fi împărțită în patru etape - ere:

• era hadronului;
• era leptonică;
• era fotonică;
• era stelară.

Scala de timp cosmică și evoluția Universului, conform căreia apariția obiectelor spațiale poate fi explicată

În prima etapă, toată materia a fost concentrată într-o picătură nucleară mare, constând din particule și antiparticule, combinate în grupuri - hadroni (protoni și neutroni). Raportul dintre particule și antiparticule este de aproximativ 1:1,1. Apoi urmează procesul de anihilare a particulelor și antiparticulelor. Protonii și neutronii rămași sunt materialul de construcție din care este format Universul. Durata erei hadronului este neglijabilă, doar 0,0001 secunde - perioada reacției explozive.

În plus, după 100 de secunde, începe procesul de sinteză a elementelor. La o temperatură de un miliard de grade, moleculele de hidrogen și heliu se formează în procesul de fuziune nucleară. În tot acest timp, substanța continuă să se extindă în spațiu.

Din acest moment începe o etapă lungă, de la 300 mii până la 700 mii de ani, de recombinare a nucleelor ​​și electronilor, formând atomi de hidrogen și heliu. În acest caz, se observă o scădere a temperaturii substanței, iar intensitatea radiației scade. Universul devine transparent. Hidrogenul și heliul formate în cantități colosale, sub influența forțelor gravitaționale, transformă Universul primar într-un șantier uriaș. După milioane de ani, începe era stelară - care este procesul de formare a protostelelor și a primelor protogalaxii.

Această împărțire a evoluției în etape se încadrează în modelul Universului fierbinte, care explică multe procese. Adevăratele cauze ale Big Bang-ului, mecanismul expansiunii materiei rămân neexplicate.

Structura și structura universului

Odată cu formarea hidrogenului gazos, începe epoca stelară a evoluției Universului. Hidrogenul sub influența gravitației se acumulează în acumulări uriașe, cheaguri. Masa și densitatea unor astfel de clustere sunt colosale, de sute de mii de ori mai mari decât masa galaxiei formate în sine. Distribuția neuniformă a hidrogenului, observată în stadiul inițial al formării universului, explică diferențele de dimensiuni ale galaxiilor formate. Acolo unde ar fi trebuit să existe o acumulare maximă de hidrogen gazos, s-au format megagalaxii. Acolo unde concentrația de hidrogen a fost neglijabilă, au apărut galaxii mai mici, precum casa noastră stelară, Calea Lactee.

Versiunea conform căreia Universul este un punct de început-sfârșit în jurul căruia se învârt galaxiile în diferite stadii de dezvoltare

Din acest moment, Universul primește primele formațiuni cu limite clare și parametri fizici. Acestea nu mai sunt nebuloase, acumulări de gaz stelar și praf cosmic (produse de explozie), protoclustere de materie stelară. Acestea sunt țări-stele, zona care este uriașă în ceea ce privește mintea umană. Universul devine plin de fenomene cosmice interesante.

Din punct de vedere al justificărilor științifice și al modelului modern al Universului, galaxiile s-au format mai întâi ca urmare a acțiunii forțelor gravitaționale. Materia a fost transformată într-un vârtej universal colosal. Procesele centripete au asigurat fragmentarea ulterioară a norilor de gaz în grupuri, care au devenit locul de naștere al primelor stele. Protogalaxiile cu o perioadă de rotație rapidă s-au transformat în timp în galaxii spirale. Acolo unde rotația a fost lentă, iar procesul de comprimare a materiei a fost observat în principal, s-au format galaxii neregulate, mai des eliptice. Pe acest fundal, în Univers au avut loc procese mai grandioase - formarea de superclustere de galaxii, care se ating strâns între ele cu marginile lor.

Superclusterele sunt numeroase grupuri de galaxii și grupuri de galaxii din structura pe scară largă a Universului. În termen de 1 miliard St. ani există aproximativ 100 de superclustere

Din acel moment a devenit clar că Universul este o hartă uriașă, unde continentele sunt grupuri de galaxii, iar țările sunt megagalaxii și galaxii care s-au format cu miliarde de ani în urmă. Fiecare dintre formațiuni este formată dintr-un grup de stele, nebuloase, acumulări de gaz interstelar și praf. Totuși, toată această populație reprezintă doar 1% din volumul total al formațiunilor universale. Masa și volumul principal al galaxiilor este ocupat de materie întunecată, a cărei natură nu este posibil de aflat.

Diversitatea Universului: clase de galaxii

Prin eforturile astrofizicianului american Edwin Hubble, avem acum granițele universului și o clasificare clară a galaxiilor care îl locuiesc. Clasificarea sa bazat pe caracteristicile structurale ale acestor formațiuni gigantice. De ce galaxiile au forme diferite? Răspunsul la aceasta și la multe alte întrebări este dat de clasificarea Hubble, conform căreia Universul este format din galaxii din următoarele clase:

• spirală;
• eliptic;
• galaxii neregulate.

Primele includ cele mai comune formațiuni care umplu universul. Trăsăturile caracteristice ale galaxiilor spirale sunt prezența unei spirale clar definite care se rotește în jurul unui nucleu luminos sau tinde spre o punte galactică. Galaxiile spirale cu un nucleu sunt notate prin simbolurile S, în timp ce obiectele cu o bară centrală au deja denumirea SB. Această clasă include și galaxia noastră, Calea Lactee, în centrul căreia nucleul este separat de o bară luminoasă.

O galaxie spirală tipică. În centru, se vede clar un miez cu un pod de la capetele căruia emană brațe spiralate.

Formațiuni similare sunt împrăștiate în tot universul. Cea mai apropiată galaxie spirală de noi, Andromeda, este un gigant care se apropie rapid de Calea Lactee. Cel mai mare reprezentant al acestei clase cunoscut de noi este galaxia gigantică NGC 6872. Diametrul discului galactic al acestui monstru este de aproximativ 522 de mii de ani lumină. Acest obiect este situat la o distanță de 212 milioane de ani lumină de galaxia noastră.

Următoarea clasă comună de formațiuni galactice sunt galaxiile eliptice. Desemnarea lor în conformitate cu clasificarea Hubble este litera E (eliptică). Ca formă, aceste formațiuni sunt elipsoide. În ciuda faptului că există o mulțime de obiecte similare în Univers, galaxiile eliptice nu sunt foarte expresive. Ele constau în principal din elipse netede care sunt umplute cu grupuri de stele. Spre deosebire de spiralele galactice, elipsele nu conțin acumulări de gaz interstelar și praf cosmic, care sunt principalele efecte optice ale vizualizării unor astfel de obiecte.

Un reprezentant tipic al acestei clase, cunoscut astăzi, este o nebuloasă inelară eliptică din constelația Lyra. Acest obiect este situat la o distanță de 2100 de ani lumină de Pământ.

Vedere a galaxiei eliptice Centaurus A prin telescopul CFHT

Ultima clasă de obiecte galactice care populează universul sunt galaxiile neregulate sau neregulate. Clasificarea Hubble este caracterul latin I. Caracteristica principală este o formă neregulată. Cu alte cuvinte, astfel de obiecte nu au forme simetrice clare și un model caracteristic. În forma sa, o astfel de galaxie seamănă cu o imagine a haosului universal, unde grupurile de stele alternează cu nori de gaz și praf cosmic. La scara universului, galaxiile neregulate sunt un fenomen frecvent.

La rândul lor, galaxiile neregulate sunt împărțite în două subtipuri:

• Galaxiile neregulate de subtipul I au o structură neregulată complexă, o suprafață mare densă, care se distinge prin luminozitate. Adesea, o astfel de formă haotică a galaxiilor neregulate este rezultatul spiralelor prăbușite. Un exemplu tipic al unei astfel de galaxii sunt Norii Magellanic Mari și Mici;
• Galaxiile neregulate de subtip II au o suprafață joasă, o formă haotică și nu sunt foarte luminoase. Din cauza scăderii luminozității, astfel de formațiuni sunt greu de detectat în vastitatea Universului.

Marele Nor Magellanic este cea mai apropiată galaxie neregulată de noi. Ambele formațiuni, la rândul lor, sunt sateliți ai Căii Lactee și ar putea în curând (în 1-2 miliarde de ani) să fie absorbite de un obiect mai mare.

Galaxia neregulată Marele Nor Magellanic este un satelit al galaxiei noastre Calea Lactee.

În ciuda faptului că Edwin Hubble a plasat destul de precis galaxiile în clase, această clasificare nu este ideală. Am putea obține mai multe rezultate dacă am include teoria relativității a lui Einstein în procesul de cunoaștere a Universului. Universul este reprezentat de o bogăție de diverse forme și structuri, fiecare dintre ele având proprietățile și trăsăturile sale caracteristice. Recent, astronomii au reușit să detecteze noi formațiuni galactice care sunt descrise ca obiecte intermediare între galaxiile spirale și eliptice.

Calea Lactee este cea mai cunoscută parte a universului pentru noi.

Două brațe spiralate, situate simetric în jurul centrului, formează corpul principal al galaxiei. Spiralele, la rândul lor, constau din mâneci care curg lin una în alta. La joncțiunea brațelor Săgetător și Cygnus se află Soarele nostru, situat din centrul galaxiei Calea Lactee la o distanță de 2,62 10¹⁷ km. Spiralele și brațele galaxiilor spirale sunt grupuri de stele care cresc în densitate pe măsură ce se apropie de centrul galactic. Restul masei și volumului spiralelor galactice este materie întunecată și doar o mică parte este reprezentată de gazul interstelar și praful cosmic.

Poziția Soarelui în brațele Căii Lactee, locul galaxiei noastre în Univers

Grosimea spiralelor este de aproximativ 2 mii de ani lumină. Toată această prăjitură stratificată este în mișcare constantă, rotindu-se cu o viteză extraordinară de 200-300 km/s. Cu cât este mai aproape de centrul galaxiei, cu atât viteza de rotație este mai mare. Soarele și sistemul nostru solar vor avea nevoie de 250 de milioane de ani pentru a face o revoluție completă în jurul centrului Căii Lactee.

Galaxia noastră este formată din un trilion de stele, mari și mici, supergrele și mijlocii. Cel mai dens grup de stele din Calea Lactee este brațul Săgetător. În această regiune se observă luminozitatea maximă a galaxiei noastre. Partea opusă a cercului galactic, dimpotrivă, este mai puțin strălucitoare și slab distinsă prin observarea vizuală.

Partea centrală a Căii Lactee este reprezentată de un nucleu, ale cărui dimensiuni sunt probabil 1000-2000 parsecs. În această regiune cea mai strălucitoare a galaxiei este concentrat numărul maxim de stele, care au clase diferite, căi proprii de dezvoltare și evoluție. Practic, acestea sunt vechi stele supergrele care se află în stadiul final al secvenței principale. Confirmarea prezenței centrului îmbătrânit al galaxiei Calea Lactee este prezența în această regiune a unui număr mare de stele neutronice și găuri negre. Într-adevăr, centrul discului spiral al oricărei galaxii spirale este o gaură neagră supermasivă, care, asemenea unui aspirator gigant, aspiră obiecte cerești și materie reală.

Gaura neagră supermasivă din partea centrală a Căii Lactee este locul în care toate obiectele galactice mor.

În ceea ce privește clusterele stelare, oamenii de știință au reușit astăzi să clasifice două tipuri de clustere: sferice și deschise. Pe lângă grupurile de stele, spiralele și brațele Căii Lactee, ca orice altă galaxie spirală, sunt compuse din materie împrăștiată și energie întunecată. Fiind o consecință a Big Bang-ului, materia se află într-o stare extrem de rarefiată, care este reprezentată de gaze interstelare rarefiate și particule de praf. Partea vizibilă a materiei este reprezentată de nebuloase, care la rândul lor sunt împărțite în două tipuri: nebuloase planetare și nebuloase difuze. Partea vizibilă a spectrului nebuloaselor se explică prin refracția luminii stelelor, care radiază lumină în interiorul spiralei în toate direcțiile.

În această supă cosmică există sistemul nostru solar. Nu, nu suntem singurii din această lume vastă. La fel ca Soarele, multe stele au propriile lor sisteme planetare. Întreaga întrebare este cum să detectăm planete îndepărtate, dacă distanțele chiar și în interiorul galaxiei noastre depășesc durata existenței oricărei civilizații inteligente. Timpul din Univers este măsurat prin alte criterii. Planetele cu sateliții lor sunt cele mai mici obiecte din Univers. Numărul de astfel de obiecte este incalculabil. Fiecare dintre acele stele care se află în intervalul vizibil poate avea propriile sisteme stelare. Este în puterea noastră să vedem doar cele mai apropiate planete existente de noi. Ce se întâmplă în vecinătate, ce lumi există în alte brațe ale Căii Lactee și ce planete există în alte galaxii, rămâne un mister.

Kepler-16 b este o exoplanetă în jurul stelei duble Kepler-16 din constelația Cygnus

Concluzie

Având doar o idee superficială despre cum a apărut Universul și cum evoluează, o persoană a făcut doar un mic pas spre înțelegerea și înțelegerea amplorii universului. Dimensiunile și scarile grandioase cu care se confruntă oamenii de știință astăzi indică faptul că civilizația umană este doar un moment în acest pachet de materie, spațiu și timp.

Modelarea Universului în conformitate cu conceptul de prezență a materiei în spațiu, ținând cont de timp

Studiul universului merge de la Copernic până în zilele noastre. La început, oamenii de știință au pornit de la modelul heliocentric. De fapt, s-a dovedit că cosmosul nu are un centru real și toată rotația, mișcarea și mișcarea au loc conform legilor Universului. În ciuda faptului că există o explicație științifică pentru procesele în curs, obiectele universale sunt împărțite în clase, tipuri și tipuri, niciun corp din spațiu nu este similar cu altul. Dimensiunile corpurilor cerești sunt aproximative, precum și masa lor. Locația galaxiilor, stelelor și planetelor este condiționată. Ideea este că nu există un sistem de coordonate în Univers. Observând spațiul, facem o proiecție pe întregul orizont vizibil, considerând Pământul nostru ca punct de referință zero. De fapt, suntem doar o particulă microscopică, pierdută în întinderile nesfârșite ale Universului.

Universul este o substanță în care toate obiectele există în strânsă relație cu spațiul și timpul

Similar cu legarea la dimensiuni, timpul din Univers ar trebui să fie considerat componenta principală. Originea și vârsta obiectelor spațiale vă permite să faceți o imagine a nașterii lumii, să evidențiați etapele evoluției universului. Sistemul cu care avem de-a face este strâns legat de intervale de timp. Toate procesele care au loc în spațiu au cicluri - început, formare, transformare și final, însoțite de moartea unui obiect material și de trecerea materiei într-o altă stare.

Fapte incredibile

Te-ai întrebat vreodată cât de mare este universul?

8. Totuși, acest lucru nu este nimic în comparație cu Soarele.

Fotografie a Pământului din spațiu

9. Și aceasta vedere a planetei noastre de pe lună.

10. Aceștia suntem noi de pe suprafața lui Marte.

11. Și aceasta vedere a Pământului în spatele inelelor lui Saturn.

12. Și aceasta este o fotografie faimoasă " Punct albastru palid„, unde Pământul este fotografiat de la Neptun, de la o distanță de aproape 6 miliarde de kilometri.

13. Iată dimensiunea Pământ versus Soare, care nici măcar nu se potrivește complet în fotografie.

Cea mai mare vedetă

14. Și aceasta Soarele de pe suprafața lui Marte.

15. După cum a spus odată celebrul astronom Carl Sagan, în spațiu mai multe stele decât grăunte de nisip pe toate plajele Pământului.

16. Sunt multe stele mult mai mari decât soarele nostru. Uită-te doar cât de mic este Soarele.

Fotografie a galaxiei Calea Lactee

18. Dar nimic nu se compară cu dimensiunea unei galaxii. Daca reduceti Soarele la dimensiunea unui leucocit(celule albe din sânge) și micșora Galaxia Calea Lactee folosind aceeași scară, Calea Lactee ar fi de dimensiunea SUA.

19. Acest lucru se datorează faptului că Calea Lactee este pur și simplu uriașă. Acolo se află sistemul solar în interiorul lui.

20. Dar vedem doar foarte o mică parte a galaxiei noastre.

21. Dar chiar și galaxia noastră este mică în comparație cu altele. Aici Calea Lactee în comparație cu IC 1011, care se află la o distanță de 350 de milioane de ani lumină de Pământ.

22. Gândește-te la asta, în această fotografie făcută de telescopul Hubble, mii de galaxii, fiecare conținând milioane de stele, fiecare având propriile planete.

23. Iată una dintre galaxiile UDF 423, situate la o distanță de 10 miliarde de ani lumină. Când te uiți la această fotografie, privești miliarde de ani în trecut. Unele dintre aceste galaxii s-au format la câteva sute de milioane de ani după Big Bang.

24. Dar amintiți-vă că această fotografie este foarte, o parte foarte mică a universului. Este doar o mică parte a cerului nopții.

25. Este destul de sigur să presupunem că undeva există găuri negre. Iată dimensiunea unei găuri negre în comparație cu orbita Pământului.

2.7. Tipuri de interacțiuni fundamentale în fizică

2.8. Încercările de a construi o teorie a totul

capitolul 3

3.1. Modelul punctului material și legile mecanicii clasice

3.3. Mișcările planetare și legile lui Kepler

3.4. Legea gravitației

3.5. Legătura legilor de conservare cu proprietățile spațiului și timpului

3.6. Oscilații și unde în natură și descrierea lor. Oscilator armonic

3.7. Propagarea sunetului în medii și reacția organismului la undele sonore

3.8. Descrierea proceselor ondulatorii. Tipuri și proprietăți ale undelor. Spectrul și analiza acestuia

3.9. Efectul Doppler, cercetarea și semnificația sa pentru știință

3.10. Fenomen de rezonanță. Rezonanțe în mișcarea planetară

capitolul 4

4.1. Căldura, temperatura și echivalentul mecanic al căldurii

4.2. Conceptul de „energie internă”. Prima lege a termodinamicii

4.3. Transformarea energiei termice în lucru mecanic

4.4. Conceptul de „entropie”. Esența disputei despre „moartea termică a Universului”

4.5. Începuturile termodinamicii. Entropie și probabilitate. Principiul Boltzmann

4.6. Micro și macro variabile în descrierea sistemelor. Modelele principale

4.7. Fundamentele teoriei cinetice moleculare și legile empirice ale gazelor

4.8. Conectarea parametrilor gazului cu microstructura acestuia. Distribuția Maxwell

4.9. Distribuția particulelor de gaz în câmpul exterior și în atmosferele planetelor

4.10. Conceptul de „fluctuație” și acuratețea măsurării

4.11. Procesele sunt reversibile și ireversibile. Principiul echilibrului local

capitolul 5

5.2. Proprietățile undei ale luminii. Spectrul de radiații electromagnetice

5.3. Fenomenul dispersării mass-media și dovada unității materiale a lumii

5.4. Legile radiației termice, criza teoriei clasice și apariția ipotezei cuantice

5.5. Descoperirea electronului și a radioactivității. Nașterea ideilor despre structura complexă a atomului

5.6. Model planetar al structurii atomului. Știința modernă și postulatele lui Bohr

5.7. Proprietățile corpusculare ale luminii. Fotonii lui Einstein și dovada realității lor

5.8. Absorbția și emisia de cuante de lumină. Emisia spontană și stimulată

5.9. Proprietățile undelor corpusculare ale materiei și semnificația descoperirii lor

Capitolul 6 al conceptului de interacțiuni și structuri în microlume

6.1. Descrierea mișcării microparticulelor. Principii de complementaritate și cauzalitate

6.2. Principiile corespondenței și incertitudinii. Rolul instrumentului și al procesului de măsurare în mecanica cuantică

6.3. Structura elementelor chimice și înțelegerea tabelului periodic al lui Mendeleev

6.4. Elementele radioactive și posibilitățile de transformare a elementelor

6.5. Idei despre structura nucleului atomic

6.6. Particulele elementare și problema căutării „obiectelor primare”

Capitolul 7

7.1. Ideea structurii moleculelor

7.2. Dezvoltarea ideilor despre compoziția substanțelor. Legile stoichiometriei

7.3. Dezvoltarea chimiei structurale

7.4. Structura substanțelor în diferite stări de agregare

7.5. Structura și proprietățile metalelor

7.6. Structura și proprietățile unice ale apei

7.7. Structura și proprietățile atomului de carbon, care i-au determinat rolul în natură

Capitolul 8

8.2. Reacții în lanț și radicali liberi

8.3. Caracteristici de dizolvare în apă a diferitelor substanțe

8.4. Procesele de difuzie și osmoză, rolul lor în membranele celulare

8.5. Concepte de tranziție de fază și fază. Tranziții de fază de primul și al doilea fel

8.6. Superfluiditate și supraconductivitate

8.7. Apariția auto-organizării în sistemele de neechilibru. Conceptul de feedback

Capitolul 9

9.2. Stelele, caracteristicile și evoluția lor

9.3. Stele variabile și evoluția lor. Etapele finale ale evoluției stelelor și a Soarelui

9.4. Galaxia, forma și structura sa. Sistemul solar în galaxie

9.5. Diversitatea lumii galaxiilor. Conținutul și sensul legii lui Hubble

9.6. Scenariul universului staționar și „Cosmologia Big Bang”

9.7. Nașterea particulelor după modelul modern de dezvoltare a Universului

9.8. Modelul Universului inflaționist. Apariția unor neomogenități la scară largă în Univers

Capitolul 10

10.2. Formarea corpurilor mici ale sistemului solar, a lunii și a pământului. Mișcările Pământului, structura geosferelor și studiul proceselor

10.3. Prevalența și ciclurile elementelor chimice pe Pământ

10.4. Modele de apariție a structurilor geologice pe suprafața Pământului

10.5. Cronologia geologică a evoluției Pământului

10.6. Autoorganizarea în formarea planetelor și interacțiunea geosferelor

Capitolul 11

11.2. Proprietățile de bază ale materiei vii

11.3. Niveluri de organizare a vieții sălbatice de pe Pământ

11.4. Nivelul molecular-genetic de organizare a materiei vii. Structura și structura macromoleculelor proteice

11.5. Stabilirea structurii și structurii moleculelor de ADN și ARN

11.6. Mecanisme moleculare ale reproducerii genetice, sintezei și variației proteinelor

11.7. Mecanismul molecular al proceselor metabolice și energetice

11.8. Baze moleculare pentru reproducerea informației genetice și comunicarea între celule

Capitolul 12

12.2. Structura și funcțiile principalelor organite ale celulei

12.3. Funcțiile membranelor celulare. Funcționarea „pompei cu ioni”

12.4. Procesele de fotosinteză și respirație celulară

12.6. Conceptul de neo-darwinism și teoria sintetică a evoluției

12.7. Concepte de micro- și macroevoluție. Selecția naturală este factorul călăuzitor al evoluției

12.8. Principalele ipoteze ale originii celor vii

12.9. Conceptul de origine a viului conform ipotezei Oparin-Haldane

12.10. Evaluarea modernă a conceptului de evoluție biochimică în biologie

Capitolul 13

13.2. Ordine și haos în sisteme mari. Conceptul de fractal

13.3. Natura pragului de auto-organizare și conceptul de teoria catastrofei

13.4. Legile matematice ale evoluției. Conceptul de bifurcare

13.5. Sinergetica - o nouă metodă științifică

13.6. chimie evolutivă. Apariția ordinii în reacțiile chimice

13.7. Apariția auto-organizării în morfogeneză

13.8. Modelarea relațiilor dintre nivelurile trofice în biocenoze

13.9. Elemente ale teoriei criticității auto-organizate

Capitolul 14

14.2. Distribuția energiei solare pe Pământ. Ciclul biotic

14.3. Relațiile dintre organismele dintr-un ecosistem

14.4. Autoorganizarea în formarea climei

14.5. Concepte de evoluție a florei și faunei

14.6. Omul este o etapă calitativ nouă în dezvoltarea biosferei

14.7. Concepte de co-evoluție și noosferă

14.8. Tabloul natural-științific al lumii și gândirea socială

Concluzie

Bibliografie

Capitolul 4. Concepte de termodinamică clasică

capitolul 5

Capitolul 6. Concepte de interacțiuni și structuri în microlume208

Capitolul 7

Capitolul 8

Capitolul 9

Capitolul 10

Capitolul 11

Capitolul 12. Nivelul ontogenetic al organizării vieții.

Capitolul 13

Capitolul 14

Dubnishcheva Tatyana Yakovlevna

Tutorial

2.2. Scale de distanțe în Univers. Metode de estimare a dimensiunilor și distanțelor

Infinitatea și vastitatea Universului trezesc un sentiment de admirație și uimire.

Așadar, fizicianul german, inventatorul pompei de aer, care a arătat existența presiunii aerului (experimentul cu „emisferele Magdeburgului”) și a studiat multe dintre proprietățile acesteia, O. von Guericke a pus la cale experimente pentru a demonstra că Universul este gol , omniprezent și infinit. Acest lucru a contrazis știința de la începutul secolului al XVII-lea. El a scris că, într-un efort de a cunoaște structura lumii, a fost în primul rând șocat de măsura inimaginabilă

Univers. Ea a fost cea care a trezit în el o dorință obsédante de a afla ce este ceea ce se răspândește între corpurile cerești: „Ce este, în esență? Dar conține totul și dă un loc ființei și existenței. Poate că este un fel de materie cerească de foc, solidă (cum pretindeau aristotelicii), lichidă (cum cred Copernic și Tycho Brahe) sau un fel de a cincea esență transparentă? Sau spațiul este liber de orice materie, adică. există un vid negat constant.

Distanțele din lumea stelelor se măsoară în ani lumină (1 an lumină ≈ ≈ 9,5 10 12 km), sau în parsecs (1 pc = 3,26 ani lumină = 206 265 AU = 3,1 10 16 m). Distanța de la Pământ la Soare în 1 UA (unitate astronomică) ≈ 150 milioane km, lumina sa depășește în 8,5 minute. Luna se află la o distanță de aproximativ 1 St. s, sau 384 mii km, sau 60 de raze ale Pământului. Diametrul sistemului solar este de câteva ore lumină, iar cea mai apropiată stea (Proxima constelației Centaurus) se află la o distanță de aproximativ 4 ore lumină. ani.

În antichitate, diferitele popoare aveau idei diferite despre Pământ și forma lui. Astfel, hindușii și-au imaginat Pământul ca pe un avion întins pe spatele elefanților; locuitorii Babilonului - sub formă de munte, pe versantul vestic al căruia se află Babilonul; evrei – sub formă de câmpie etc. Dar, în orice caz, se credea că, într-un loc, cupola cerească este legată de firmamentul pământului. Știința Pământului, geografia, își datorează apariția și dezvoltarea vechilor greci, care reprezentau lumea sub forma unui tort rotund cu Grecia în centru. Hecateus din Milet și-a calculat chiar diametrul - 8000 km. Pentru strămoșii noștri îndepărtați, orientarea în spațiu era de mare importanță. Comanda a oferit securitate.

În Mesopotamia și Egipt, observațiile cerului erau apanajul preoților și erau asociate cu astrologia. Oamenii au observat că planetele se mișcă pe fundalul stelelor (din greacă. planetele - rătăcire). Au început să facă modele ale spațiului lumii care înconjoară o persoană, modele ale Lumii. Omul și, în consecință, Pământul nostru au fost plasați în centrul Lumii. O poziție atât de distinsă a unei persoane corespundea ideilor observatorului. Aristotel a dat o justificare natural-filosofică pentru un astfel de sistem: el a reprezentat cosmosul ca un număr mare de sfere materiale interconectate, fiecare dintre ele respectând propriile legi. El nu a putut explica mișcarea aparentă a corpurilor cerești de la est la vest și s-a limitat la afirmația: „Natura pune întotdeauna în aplicare cele mai bune posibilități”. Un alt student al lui Platon, Eudoxus, a încercat să găsească cinematica planetelor pe baza ipotezei mișcării de-a lungul unei curbe ideale - un cerc. Pentru a face acest lucru, a trebuit să selecteze vitezele și direcțiile de mișcare a trei (și apoi șapte) sfere pentru a descrie mișcarea aparentă a Soarelui și a Lunii și a 26 de sfere pentru planete. Aristotel a folosit deja 56 de sfere, iar matematicianul Apollonius a propus teoria epiciclurilor: planeta se mișcă pe o orbită circulară, al cărei centru descrie un cerc în jurul Pământului. Acest sistem a fost dezvoltat de celebrul astronom Hipparchus, care a alcătuit primul catalog de 850 de stele, a identificat constelațiile și a descoperit precesiunea axei pământului. Este considerat unul dintre fondatorii astronomiei. La Aristotel, totul nu este

mișcările cerești au avut loc de-a lungul traiectoriilor ideale, în timp ce pe Pământ legile mișcării sunt diferite. Părerile lui Aristotel au fost canonizate de biserică și au persistat timp de aproape 20 de secole.

Sistemul geocentric al lumii(a sistemului solar) este asociat cu astronomul alexandrin Ptolemeu, care a rezumat ideile care au existat înaintea lui. Conform modelului lui Ptolemeu, expus în lucrarea sa „Almagest” („Marea Construcție”), Luna, Mercur, Venus, Soarele, Marte, Jupiter, Saturn și cerul stelelor fixe se mișcă în jurul Pământului sferic și nemișcat. Sfera stelelor fixe este înconjurată de locuința celor binecuvântați, unde este plasat „primul motor”. Centrele luminilor în mișcare se mișcă în cercuri excentrice în raport cu Pământul. Pentru planete, a trebuit introdus un sistem de cercuri - epicicluri -. Sistemul a fost greoi și a devenit și mai complicat pe măsură ce materialul s-a acumulat, dar a ajutat în prima aproximare la înțelegerea fenomenelor astronomice. Timp de multe secole, sistemul geocentric a fost considerat singurul adevărat - a fost în concordanță cu descrierea biblică a creării lumii. Abia în timpul Renașterii a început o dezvoltare diferită a gândirii.

sistem heliocentric(din greaca. helios - soarele) este asociat cu numele savantului polonez N. Copernic. El a reînviat ipoteza lui Pitagora Aristarh din Samos despre structura Lumii: Pământul a lăsat loc centrului Soarelui și s-a dovedit a fi al treilea la rând printre planetele care se roteau pe orbite circulare. Copernic, prin calcule matematice complexe, a explicat mișcările ciudate vizibile, diferite pentru planetele exterioare (Marte, Jupiter, Saturn) și interioare (Mercur, Venus), prin mișcările lor în jurul Soarelui. În cartea sa Despre revoluțiile sferelor celesti (1543), el a susținut că planetele sunt sateliți ai Soarelui. Când Pământul, mișcându-se în jurul Soarelui, depășește o altă planetă sau rămâne în urmă, ni se pare că planetele se mișcă înainte și înapoi. Învățăturile lui Copernic au dat o lovitură De ideile predominante despre structura Lumii și a avut o importanță revoluționară pentru dezvoltarea ulterioară a științei în ansamblu. A distrus diferența dintre legile mișcării în cer și pe Pământ și a stabilit ideea unității lumii. După cum a spus A. Einstein, Copernic „a chemat omul la modestie”. La 73 de ani de la moartea lui Copernic și de la publicarea cărții, biserica a interzis-o și abia în 1828 această interdicție a fost ridicată. Dar Copernic și-a asumat încă existența centrului Universului, în care a plasat Soarele, iar acest neajuns al teoriei a fost deja corectat de alții. Așadar, unul dintre primii care a apărat învățăturile lui Copernic (locul central este Soarele, nu Pământul) a fost J. Bruno, care a considerat Universul ca fiind infinit cu mulți sori și planete.

Rotația Pământului în jurul Soarelui este dovedită de prezența paralaxei anuale a stelelor, iar rotația acestuia în jurul axei sale este dovedită prin menținerea direcției de oscilație a pendulului Foucault.

Dimensiunile planetelor sunt determinate de observarea atentă a mișcărilor lor. Deci, Mercur - planeta cea mai apropiată de Soare - este întotdeauna aproape de acesta, atunci când este privit de pe Pământ, abaterea sa (alungirea maximă) poate fi de până la 23 °, în timp ce pentru Venus (a doua planetă de la Soare) - 43 - 48 °. Raza orbitei lui Mercur este de aproximativ 0,38 A raza orbitei pământului, unde a = 1 a. e. și Venus - 0,7 a. e.

Eratostene a estimat dimensiunea Pământului în mod surprinzător de precis încă din secolul al II-lea î.Hr. î.Hr e., măsurând deviația unghiulară a Soarelui de la zenit în Alexandria la 7 ° 30 ", în timp ce în Syene (Aswanul modern) era la zenit. În același timp, 7 ° 30" a însumat o astfel de fracție de 360 °, care este distanța de 800 km dintre orașe din circumferința totală a pământului. Așa că a obținut această lungime - 40.000 km, acum 40.075,696 km (Fig. 2.1). Din moment ce este egal 2 π R , a determinat raza Pământului la 6400 km (în geodezie această metodă se numește metoda periangulației).

Având proporții, puteți construi și o diagramă aproximativă a sistemului solar. Pentru a obține valorile absolute ale distanțelor din acesta, trebuie să cunoașteți raza orbitei a cel puțin unei planete. Poate fi determinat cu ajutorul radarului. Acum toate distanțele sunt determinate destul de precis și prin metode diferite. În metoda radar, un impuls electromagnetic puternic de scurtă durată este trimis obiectului studiat și apoi semnalul reflectat este primit. Viteza de propagare a undelor electromagnetice în vid c = 299 792 458 m/s. Dacă măsurați cu precizie timpul necesar semnalului pentru a ajunge la obiect și înapoi, atunci este ușor să calculați distanța necesară. Observațiile radar fac posibilă determinarea cu mare precizie a distanțelor până la corpurile cerești ale sistemului solar.

Subiecte. Prin această metodă, distanțele până la Lună, Venus, Mercur, Marte și Jupiter au fost rafinate.

Paralaxă- deplasarea unghiulara a obiectului, care poate caracteriza distanta pana la acesta. Din experiența practică se știe că viteza de schimbare a direcției către un obiect în timpul mișcării observatorului este cu atât mai mică, cu cât obiectul este mai departe de observator. Metoda paralaxei geometrice (triangularea) vă permite să măsurați distanța în macrocosmos folosind teoremele geometriei euclidiene (Fig. 2.2, A). Fenomenul de paralaxă geometrică stă la baza vederii stereoscopice la oameni și animale. Metoda paralaxei determină distanța până la cele mai apropiate planete (Fig. 2.2, b). De asemenea, puteți detecta o schimbare atunci când observatorul se mișcă din cauza mișcării zilnice a Pământului, de parcă s-ar fi deplasat din centrul Pământului până în punctul ecuatorului, de unde planeta pare să fie la orizont. Unghiul la care luminarii văd raza ecuatorială a Pământului, perpendicular pe linia de vedere, se numește paralaxa diurnă. Paralaxa medie zilnică a Soarelui este de 8,794", Luna - 57,04".

Metoda paralaxei geometrice este potrivită și pentru determinarea distanțelor până la cele mai apropiate stele, dacă se folosește ca bază diametrul orbitei Pământului, nu raza Pământului. Vă permite să estimați distanța până la 100 sv. ani (Fig. 2.2, V). anualparalaxă stelele sunt unghiul (La), prin care direcția către stea se va schimba dacă observatorul se deplasează din centrul sistemului solar către orbita pământului într-o direcție perpendiculară pe direcția spre stea. Cu alte cuvinte, acesta este unghiul la care semiaxa majoră a orbitei pământului este vizibilă de la stea, situată perpendicular pe linia de vedere (Fig. 2.2, G). CU Paralaxa anuală este, de asemenea, asociată cu principala unitate de măsură a distanțelor dintre stele - parsec(din paralaxă și secundă): 1 buc \u003d \u003d 206 265 a. e. = 3,263 St. ani \u003d 3.086 10 16 m. Deci, steaua cea mai apropiată de noi, Proxima Centauri, la i = 0,762 "se află la o distanță de 1,31 pc, Alpha din aceeași constelație Centaurus la i \u003d 0,751" "este la o distanță de 1,33 pc, iar faimoasa stea Sirius (Alpha Canis Major) este de 0,375" și, respectiv, 2,66 pc.

Deși diametrul orbitei pământului este de 3-10 11 m, din cauza distanței uriașe până la stele, măsurarea unghiurilor este destul de dificilă. Cerul este fotografiat cu un telescop la fiecare șase luni. La suprapunerea fotografiilor, imaginile majorității stelelor vor coincide unele cu altele, dar pentru cele mai apropiate stele vor fi deplasate. Raportul dintre acest mic decalaj și distanța focală a telescopului va da același unghi ca și raportul dintre bază și distanța până la stea. Deplasarea imaginii pentru cea mai apropiată stea este de aproximativ 1" pentru o distanță focală de 10 m și va fi de 50 10 -6 m pe o placă fotografică, sau 50 de microni, care poate fi măsurată doar la microscop. Steaua cea mai apropiată de Soare în constelația Centaurus se află la o distanță de 4,3 sv. an, de 272.000 de ori mai departe decât Pământul de Soare.

Orez. 2.2. Metoda de triangulare:

A- determinarea distanțelor până la navă (la propunerea lui Thales); b- determinarea distanței până la Marte (în unități din raza Pământului); V- determinarea distanțelor față de stelele din apropiere (paralaxa anuală); G- determinarea distanțelor până la stele îndepărtate (paralaxa anuală). (1 AU = = 1,5 10 11 m)

Când nu existau instrumente pentru determinarea cu precizie a unghiurilor, s-a folosit această metodă. Dacă, dintre două corpuri la fel de strălucitoare, unul se află la o distanță de 1 ori mai mare decât celălalt, atunci corpul apropiat pare să fie în P 2 ori mai luminos. De exemplu, Soarele este de 10 ori mai luminos decât Sirius, prin urmare Sirius este de un milion de ori mai departe de Pământ decât Soare. Prin aceeași regulă, luminozitatea altor stele poate fi comparată cu luminozitatea lui Sirius și așa mai departe. Sirius este la 10 St. ani.

Din distribuția stelelor De cerul decurge ca acestea sa formeze un disc circular de 10 5 sv. ani, deoarece luminozitatea celor mai slabe stele este de aproximativ 10 8 ori mai mică decât luminozitatea lui Sirius. Grosimea acestui disc este de aproximativ 10 4 St. ani. Distanța medie dintre stele din galaxie este de aproximativ 10 sv. ani, de aici și numărul mediu de stele - 50 de miliarde.Când privim în direcția centrului Galaxiei, vedem un grup uriaș de stele - Calea Lactee. Soarele este situat la o distanță de aproximativ 2/3 de la centru până la marginea Galaxiei într-unul dintre brațele sale. Din stelele slabe ale Căii Lactee, lumina călătorește spre Pământ timp de zeci de mii de ani - sunt atât de departe de noi. Majoritatea stelelor din Calea Lactee sunt invizibile cu ochiul liber, deși multe dintre ele sunt stele gigantice albe și alb-albăstrui care radiază energii de zeci de mii de ori mai mari decât Soarele, o pitică galbenă tipică cu o temperatură la suprafață de 6000 K. Pentru un observator pământesc, brațele spiralate ale centurii ecuatoriale a Galaxiei sunt proiectate sub forma unei benzi strălucitoare a Căii Lactee, care formează baza Galaxiei (din greacă. galaktikos - lăptos, lăptos).

Alte galaxii sunt vizibile în telescoape ca mici pete cețoase și sunt numite nebuloase. Cum să determinați distanța până la ei? Luminozitatea totală a Nebuloasei Andromeda este aproximativ aceeași cu cea a unei stele situate la o distanță de 10 ly. ani. Cu ajutorul unor telescoape puternice, s-a constatat că în alte galaxii există aproximativ același număr de stele ca și în Calea Lactee. Aceasta înseamnă că această nebuloasă este de 50 de miliarde de ori mai strălucitoare decât o stea individuală din galaxie, iar distanța până la ea ar trebui să fie mult mai mare decât față de stelele individuale, de exemplu. produsul acestui număr cu 10 St. ani, sau aproximativ 2 milioane St. ani. Această estimare aproximativă corespunde cu ceea ce oferă alte metode. Distanța de la Galaxie la Nebuloasa Andromeda este de 20 de ori diametrul Galaxiei, adică lumina care vine din ea și pe care o vedem acum că a părăsit această Galaxie când nu existau încă oameni pe Pământ, dar viața a apărut deja.

Distanțele până la cele mai apropiate galaxii sunt determinate prin măsurarea luminozității relative pe baza legii de scădere a intensității unei surse punctuale proporțional cu pătratul distanței. Pentru distanțe mari, nu mai poate fi găsită o bază adecvată și, prin urmare, sunt utilizate proprietățile luminii și dependența frecvenței luminii de viteza obiectului radiant (efect Doppler). Aceste galaxii îndepărtate sunt universuri insulare, fiecare conținând miliarde de stele.

Deoarece marea majoritate a stelelor cunoscute de noi sunt prea departe pentru ca metoda paralaxei să calculeze distanța până la ele, a trebuit să se inventeze alte metode. Una dintre ele se bazează pe studiu Cefeidă, un tip comun și foarte important de stele variabile din punct de vedere fizic. Cefeidele sunt stele pulsatoare nestaționare care se extind și se contractă periodic, schimbându-și luminozitatea. Între perioada de pulsații a Cefeidelor și luminozitatea lor există o relație numită „perioada-luminozitate”. Prin ea poți

determinați luminozitatea și calculați distanța până la Cefeid, dacă luminozitatea aparentă și perioada de modificare a luminozității Cefeidei sunt cunoscute din observație. Cefeidele sunt vizibile de la distanțe mari, iar prin detectarea lor în sisteme stelare îndepărtate, este posibil să se determine distanța până la aceste sisteme.

În anii 20. Secolului 20 Astronomul american E. Hubble, folosind fotografii ale nebuloasei Andromeda, obținute cu cel mai mare telescop din acea vreme, a măsurat caracteristicile stelelor individuale și a dat mai multe estimări independente ale distanței până la aceasta. Așa că a demonstrat că Nebuloasa Andromeda se află în afara Căii Lactee. Apoi Hubble a explorat Universul la o distanță uriașă - 500 de milioane de sv. ani. Deși nu toate nebuloasele descoperite s-au dovedit a fi galaxii, omul de știință a identificat până la 100 de milioane de alte galaxii în această zonă. În prezent, în Univers au fost descoperite galaxii de diferite tipuri, iar numărul lor este de aproximativ 10 miliarde.

În știință, se fac comparații cantitative și, prin urmare, măsurătorile sunt importante. Măsurare- aceasta este definiția unei mărimi necunoscute printr-o unitate de măsură stabilită cunoscută. Omogenitatea și izotropia spațiului determină capacitatea de a măsura distanțe folosind un singur standard de lungime. Distanţăîntre două puncte se numește lungimea segmentului care leagă aceste puncte. Măsurătorile cu un standard necesită contact direct cu punctele între care se măsoară distanța. Cu excepția celor mai simple cazuri de măsurători (folosind o riglă sau o bandă de măsurare), această metodă se bazează pe cinematică - o secțiune a mecanicii care oferă o descriere matematică a tuturor tipurilor de mișcare mecanică, indiferent de motivele care asigură implementarea fiecare tip specific de mișcare.

Pentru a măsura lungimea în fizică, ei folosesc sistemul metric, care s-a dezvoltat istoric și este asociat cu perioada Revoluției Franceze. Inițial metru a fost definită ca o zece milioane din distanța de la Ecuator până la Polul Nord de-a lungul meridianului care trece prin Paris. În 1889, contorul a fost definit oficial ca distanța dintre două semne paralele făcute pe o bară de platină-iridiu. Este depozitat în condiții strict definite la Biroul Internațional de Greutăți și Măsuri din Sevres, o suburbie a Parisului. Este posibil să se compare lungimea corpului cu un metru de referință cu o eroare de până la 2 10 -7 folosind un microscop de precizie. Această precizie este determinată de grosimea semnelor. În 1961, lungimea de undă în vid a luminii portocalii emisă de izotopul Kr-86 a fost adoptată ca standard de lungime de undă. Exact 1 m este 1.650.763,73 lungimi de undă ale Kr-86. În 1983, la a XVII-a Conferință de la Genova privind greutățile și măsurile, a fost adoptată o nouă definiție a metrului: „Un metru este lungimea drumului parcurs de lumină în vid în 1/299792458 de secundă”.

În microcosmos, distanțele sunt măsurate folosind fenomenele de difracție a fasciculelor de fotoni sau a altor particule elementare pe rețelele cristaline. Ca standard în acest sens

În acest caz, apare lungimea de undă, care, în conformitate cu principiile dualității undă-particulă, descrie comportamentul particulelor într-un fascicul. În microlume se folosesc unități de lungime 1 µm = = 10 -6 m; 1 nm \u003d 10 -9 m. Lungimea de undă a roșului este de 720 nm, iar violetul este de 430 nm. Dimensiunea unei particule de praf este de 10 -4 m, diametrul unei molecule de ADN este de 2 10 -9 m, un atom de hidrogen este de 3 10 -11 m.

Dacă astronomii profesioniști și-ar fi imaginat în mod constant și tangibil magnitudinea monstruoasă a distanțelor cosmice și a intervalelor de timp ale evoluției corpurilor cerești, cu greu ar putea dezvolta cu succes știința căreia și-au dedicat viața. Scalele spațio-temporale pe care ni le sunt familiare încă din copilărie sunt atât de nesemnificative în comparație cu scalele cosmice încât atunci când vine vorba de conștiință, îți taie literalmente respirația. Tratându-se cu o problemă a spațiului, un astronom fie rezolvă o anumită problemă matematică (aceasta este cel mai adesea realizată de specialiști în mecanică cerească și astrofizicieni teoreticieni), fie îmbunătățește instrumentele și metodele de observație, fie construiește în imaginația sa, conștient sau inconștient, unele mic model de sistem spațial investigat. În acest caz, o înțelegere corectă a dimensiunilor relative ale sistemului studiat (de exemplu, raportul dintre dimensiunile detaliilor unui anumit sistem spațial, raportul dintre dimensiunile acestui sistem și altele similare sau diferite de acesta etc. .) și intervale de timp (de exemplu, raportul dintre viteza de curgere a unui proces dat și viteza altuia).

Unul dintre autorii acestui articol a lucrat destul de mult, de exemplu, asupra coroanei solare și a galaxiei. Și i s-au părut întotdeauna de formă neregulată ca niște corpuri sferoidale de aproximativ aceeași dimensiune - ceva de aproximativ 10 cm... De ce 10 cm? Această imagine a apărut subconștient, pur și simplu pentru că prea des, gândindu-se la cutare sau cutare problemă a fizicii solare sau galactice, autorul a desenat într-un caiet obișnuit (într-o cutie) contururile subiectelor gândurilor sale. A desenat, încercând să adere la scara fenomenelor. La o întrebare foarte curioasă, de exemplu, a fost posibil să se tragă o analogie interesantă între coroana solară și galaxie (sau mai degrabă așa-numita „coroană galactică”). Desigur, autorul știa foarte bine, ca să spunem așa, „din punct de vedere intelectual” că dimensiunile coroanei galactice sunt de sute de miliarde de ori mai mari decât dimensiunile celei solare. Dar el a uitat în liniște. Și dacă, într-o serie de cazuri, dimensiunile mari ale coroanei galactice au căpătat o semnificație fundamentală (s-a întâmplat), aceasta a fost luată în considerare formal și matematic. Și totuși, vizual ambele „coroane” păreau la fel de mici...

Dacă autorul, în procesul acestei lucrări, s-a dedat la reflecții filozofice asupra enormității dimensiunii Galaxiei, asupra rarefării inimaginabile a gazului care alcătuiește coroana galactică, asupra nesemnificației micii noastre planete și a propriei noastre existențe. , și pe alte subiecte la fel de corecte, munca la problemele Coroanei solare și galactice s-ar opri automat...

Cititorul să mă ierte această „digresiune lirică”. Nu mă îndoiesc că alți astronomi au avut aceleași gânduri atunci când au lucrat la problemele lor. Mi se pare că uneori este util să te familiarizezi cu „bucătăria” muncii științifice...

Până de curând, globul i se părea imens omului. Însoțitorii curajoși ai lui Magellan au avut nevoie de peste trei ani pentru a face prima călătorie în jurul lumii în urmă cu aproape jumătate de mie de ani, cu prețul unor greutăți incredibile. Au trecut puțin peste 100 de ani de pe vremea când eroul plin de resurse al unui roman științifico-fantastic de Jules Verne a făcut, folosind cele mai recente progrese tehnologice ale vremii, o călătorie în jurul lumii în 80 de zile. Și au trecut puțin mai puțin de 50 de ani de la acele zile memorabile pentru întreaga omenire, când primul cosmonaut sovietic Gagarin a înconjurat globul cu legendara navă spațială Vostok în 89 de minute. Și gândurile oamenilor s-au îndreptat involuntar către vastele întinderi ale spațiului, în care s-a pierdut mica planetă Pământ...

1 parsec (buc) este egal cu 3,26 ani lumină. Un parsec este definit ca distanța de la care raza orbitei pământului este vizibilă la un unghi de 1 secundă. arcuri. Acesta este un unghi foarte mic. Este suficient să spunem că în acest unghi, o monedă de un copeck este vizibilă de la o distanță de 3 km.

Niciuna dintre stele - cei mai apropiați vecini ai sistemului solar - nu este mai aproape de noi decât 1 pc. De exemplu, amintita Proxima Centauri ne este scoasa la o distanta de aproximativ 1,3 buc. La scara la care am descris sistemul solar, aceasta corespunde la 2 mii de km. Toate acestea ilustrează bine marea izolare a sistemului nostru solar de sistemele stelare din jur, unele dintre aceste sisteme pot avea multe asemănări cu acesta.

Dar stelele care înconjoară Soarele și Soarele însuși constituie doar o parte neglijabilă a giganticului colectiv de stele și nebuloase, care se numește „Galaxia”. Vedem acest grup de stele în nopți senine, fără lună, ca o fâșie a Căii Lactee care traversează cerul. Galaxia are o structură destul de complexă. În prima, cea mai aproximativă aproximare, putem presupune că stelele și nebuloasele care o alcătuiesc umplu un volum care are forma unui elipsoid de revoluție foarte comprimat. Adesea, în literatura populară, forma Galaxy este comparată cu o lentilă biconvexă. De fapt, totul este mult mai complicat, iar imaginea desenată este prea aspră. De fapt, se dovedește că diferite tipuri de stele sunt concentrate în centrul Galaxiei și în „planul său ecuatorial” în moduri complet diferite. De exemplu, nebuloasele gazoase, precum și stelele masive foarte fierbinți, sunt puternic concentrate spre planul ecuatorial al Galaxiei (pe cer acest plan corespunde unui cerc mare care trece prin părțile centrale ale Căii Lactee). În același timp, nu prezintă o concentrare semnificativă spre centrul galactic. Pe de altă parte, unele tipuri de stele și clustere de stele (așa-numitele „clustere globulare”) nu prezintă aproape nicio concentrare către planul ecuatorial al Galaxiei, dar sunt caracterizate printr-o concentrație uriașă spre centrul acesteia. Între aceste două tipuri extreme de distribuție spațială (pe care astronomii le numesc „plată” și „sferică”) sunt toate cazuri intermediare. Cu toate acestea, se dovedește că partea principală a stelelor din galaxie este situată într-un disc gigant, al cărui diametru este de aproximativ 100 de mii de ani lumină, iar grosimea este de aproximativ 1500 de ani lumină. Pe acest disc, există puțin mai mult de 150 de miliarde de stele de diferite tipuri. Soarele nostru este una dintre aceste stele, situată la periferia Galaxiei în apropierea planului său ecuatorial (mai precis, „doar” la o distanță de aproximativ 30 de ani lumină – o valoare destul de mică în comparație cu grosimea discului stelar).

Distanța de la Soare la nucleul galaxiei (sau centrul acesteia) este de aproximativ 30 de mii de ani lumină. Densitatea stelară în Galaxie este foarte neuniformă. Este cel mai înalt în regiunea nucleului galactic, unde, conform ultimelor date, atinge 2 mii de stele pe parsec cub, ceea ce este de aproape 20 de mii de ori mai mare decât densitatea medie a stelelor din vecinătatea Soarelui. În plus, stelele tind să formeze grupuri sau grupuri separate. Un bun exemplu de astfel de grupare sunt Pleiadele, care sunt vizibile pe cerul nostru de iarnă.

Galaxy conține și detalii structurale la o scară mult mai mare. Studiile au arătat că nebuloasele, precum și stelele masive fierbinți, sunt distribuite de-a lungul ramurilor spiralei. Structura spirală este deosebit de bine văzută în alte sisteme stelare - galaxii (cu o literă mică, spre deosebire de sistemul nostru stelar - Galaxie). Stabilirea structurii spiralate a Galaxiei în care ne aflăm noi înșine s-a dovedit extrem de dificilă.

Stelele și nebuloasele din galaxie se mișcă într-un mod destul de complex. În primul rând, ei participă la rotația galaxiei în jurul unei axe perpendiculare pe planul său ecuatorial. Această rotație nu este aceeași cu cea a unui corp solid: diferite regiuni ale Galaxiei au perioade diferite de rotație. Astfel, Soarele și stelele care îl înconjoară într-o zonă imensă de câteva sute de ani lumină fac o revoluție completă în aproximativ 200 de milioane de ani. Din moment ce Soarele, împreună cu familia planetelor, se pare că există de aproximativ 5 miliarde de ani, în timpul evoluției sale (de la nașterea sa dintr-o nebuloasă gazoasă până la starea sa actuală) a făcut aproximativ 25 de rotații în jurul axei de rotație a Galaxiei. . Putem spune că vârsta Soarelui este de doar 25 de „ani galactici”, să recunoaștem – o vârstă înfloritoare...

Viteza de mișcare a Soarelui și a stelelor învecinate de-a lungul orbitelor galactice aproape circulare atinge 250 km/s. Această mișcare regulată în jurul nucleului galactic este suprapusă de mișcările haotice, neregulate ale stelelor. Vitezele unor astfel de mișcări sunt mult mai mici - aproximativ 10-50 km/s și sunt diferite pentru obiecte de diferite tipuri. Stelele masive fierbinți au cea mai mică viteză (6-8 km/s), stelele de tip solar au aproximativ 20 km/s. Cu cât aceste viteze sunt mai mici, cu atât distribuția acestui tip de stele este mai „plată”.

La scara pe care am folosit-o pentru a vizualiza sistemul solar, dimensiunile Galaxiei ar fi de 60 de milioane de km - o valoare deja destul de apropiată de distanța de la Pământ la Soare. Din aceasta rezultă clar că pe măsură ce cineva pătrunde în regiuni din ce în ce mai îndepărtate ale Universului, această scară nu mai este potrivită, deoarece își pierde vizibilitatea. Prin urmare, vom lua o scară diferită. Să reducem mental orbita Pământului la dimensiunea celei mai interioare orbite a atomului de hidrogen în modelul clasic Bohr. Amintiți-vă că raza acestei orbite este de 0,53x10 -8 cm.Atunci cea mai apropiată stea se va afla la o distanță de aproximativ 0,014 mm, centrul galaxiei - la o distanță de aproximativ 10 cm, iar dimensiunile sistemului nostru stelar vor fi de aproximativ 35 cm.Diametrul Soarelui va avea dimensiuni microscopice : 0,0046 A (angstromul este o unitate de lungime egala cu 10 -8 cm).

Am subliniat deja că stelele sunt separate între ele prin distanțe mari, și astfel practic izolate. În special, aceasta înseamnă că stelele nu se ciocnesc aproape niciodată între ele, deși mișcarea fiecăreia dintre ele este determinată de câmpul de forță gravitațională creat de toate stelele din Galaxie. Dacă considerăm Galaxia ca o anumită regiune plină de gaz, cu stele jucând rolul de molecule și atomi gazoși, atunci trebuie să considerăm acest gaz extrem de rarefiat. În vecinătatea Soarelui, distanța medie dintre stele este de aproximativ 10 milioane de ori mai mare decât diametrul mediu al stelelor. Între timp, în condiții normale în aer obișnuit, distanța medie dintre molecule este doar de câteva zeci de ori mai mare decât dimensiunile acestora din urmă. Pentru a obține același grad de rarefacție relativă, densitatea aerului ar trebui redusă de cel puțin 1018 ori! Rețineți, totuși, că în regiunea centrală a Galaxiei, unde densitatea stelară este relativ mare, vor avea loc din când în când coliziuni între stele. Aici ar trebui să se aștepte aproximativ o coliziune la fiecare milion de ani, în timp ce în regiunile „normale” ale Galaxiei pentru întreaga istorie a evoluției sistemului nostru stelar, care are o vechime de cel puțin 10 miliarde de ani, practic nu au existat ciocniri între stele. .

De câteva decenii, astronomii studiază în mod constant alte sisteme stelare care sunt mai mult sau mai puțin asemănătoare cu ale noastre. Această zonă de cercetare a fost numită „astronomie extragalactică”. Acum joacă aproape un rol principal în astronomie. În ultimele trei decenii, astronomia extragalactică a făcut progrese uimitoare. Treptat, au început să apară contururile grandioase ale Metagalaxiei, în care sistemul nostru stelar este inclus ca o mică particule. Încă nu știm totul despre Metagalaxie. Depărtarea enormă a obiectelor creează dificultăți foarte specifice, care sunt rezolvate prin utilizarea celor mai puternice mijloace de observare în combinație cu cercetări teoretice profunde. Cu toate acestea, structura generală a Metagalaxiei a devenit în mare măsură clară în ultimii ani.

Putem defini Metagalaxia ca o colecție de sisteme stelare - galaxii care se mișcă în vastele întinderi ale părții din Univers pe care o observăm. Cele mai apropiate galaxii de sistemul nostru stelar sunt faimoșii Nori Magellanic, vizibili clar pe cerul emisferei sudice ca două pete mari de aproximativ aceeași luminozitate la suprafață ca și Calea Lactee. Distanța până la Norii Magellanic este „doar” de aproximativ 200 de mii de ani lumină, ceea ce este destul de comparabil cu lungimea totală a Galaxiei noastre. O altă galaxie „aproape” de noi este o nebuloasă din constelația Andromeda. Este vizibil cu ochiul liber ca o pată slabă de lumină de magnitudinea a 5-a.

De fapt, aceasta este o lume stelară uriașă, în ceea ce privește numărul de stele și masa totală de trei ori mai mare decât dimensiunea galaxiei noastre, care, la rândul ei, este un gigant printre galaxii. Distanța până la nebuloasa Andromeda sau, așa cum o numesc astronomii, M 31 (aceasta înseamnă că în binecunoscutul catalog al nebuloaselor Messier este listată la nr. 31), este de aproximativ 1800 de mii de ani lumină, adică de aproximativ 20 de ori. dimensiunea Galaxiei. Nebuloasa M 31 are o structură spirală pronunțată și, în multe dintre caracteristicile sale, este foarte asemănătoare cu galaxia noastră. Alături sunt micii săi sateliți elipsoidali. Alături de sistemele spiralate (astfel de galaxii sunt notate prin simbolurile Sa, Sb și Sc, în funcție de natura dezvoltării structurii spiralate; în prezența unei „bare” care trece prin miez, litera B este plasată după litera S) există galaxii sferoidale și elipsoidale, lipsite de orice urme ale structurii spiralate, precum și galaxii „greșite”, un bun exemplu al cărora sunt Norii Magellanic.

Telescoapele mari observă un număr mare de galaxii. Dacă există aproximativ 250 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea a 12-a vizibilă, atunci există deja cu aproximativ 50 de mii mai luminoase decât magnitudinea 16. Cele mai slabe obiecte pe care le poate fotografia un telescop reflectorizant cu un diametru al oglinzii de 5 m la limită au o magnitudine de 24,5. , pentru telescopul orbital „Hubble” această limită - obiecte de 30 de magnitudine. Se pare că dintre miliardele de astfel de obiecte cele mai slabe, majoritatea sunt galaxii. Mulți dintre ei sunt îndepărtați de noi la distanțe pe care lumina le parcurge în miliarde de ani. Aceasta înseamnă că lumina care a provocat înnegrirea plăcii a fost emisă de o galaxie atât de îndepărtată cu mult înainte de perioada arheică a istoriei geologice a Pământului!

Spectrele majorității galaxiilor seamănă cu soarele; în ambele cazuri, se observă linii de absorbție întunecate separate pe un fundal destul de luminos. Nu este nimic neașteptat în asta, deoarece radiația galaxiilor este radiația a miliarde de stele constitutive ale acestora, mai mult sau mai puțin asemănătoare cu Soarele. Studiul atent al spectrelor galaxiilor cu mulți ani în urmă a condus la o descoperire de importanță fundamentală. Faptul este că, prin natura deplasării lungimii de undă a oricărei linii spectrale în raport cu standardul de laborator, se poate determina viteza sursei de radiație de-a lungul liniei de vedere. Cu alte cuvinte, se poate stabili cu ce viteză se apropie sau se retrage sursa.

Dacă sursa de lumină se apropie, liniile spectrale se deplasează spre lungimi de undă mai scurte, dacă se îndepărtează, spre cele mai lungi. Acest fenomen se numește „efectul Doppler”. S-a dovedit că în galaxii (cu excepția celor mai apropiate de noi) liniile spectrale sunt întotdeauna deplasate către partea cu lungime de undă lungă a spectrului („deplasarea spre roșu” a liniilor), iar mărimea acestei deplasări este mai mare, cu atât galaxia este mai departe de noi.

Aceasta înseamnă că toate galaxiile se îndepărtează de noi, iar viteza de „expansiune” crește pe măsură ce galaxiile se îndepărtează. Atinge valori enorme. De exemplu, viteza de retragere a galaxiei radio Cygnus A găsită din deplasarea spre roșu este aproape de 17.000 km/s. Multă vreme, înregistrarea a aparținut radiogalaxiei foarte slabe (în fascicule optice de magnitudine 20) ZC 295. În 1960, a fost obținut spectrul acesteia. S-a dovedit că linia spectrală ultravioletă cunoscută aparținând oxigenului ionizat este deplasată în regiunea portocalie a spectrului! De aici este ușor de constatat că viteza de îndepărtare a acestui sistem stelar uimitor este de 138 mii km/s, sau aproape jumătate din viteza luminii! Galaxia radio 3C 295 se află la o distanță de noi pe care lumina călătorește în 5 miliarde de ani. Astfel, astronomii au studiat lumina care a fost emisă atunci când s-au format Soarele și planetele, și poate chiar „puțin” mai devreme... De atunci, au fost descoperite obiecte mult mai îndepărtate.

Suprapuse expansiunii generale a sistemului de galaxii sunt vitezele neregulate ale galaxiilor individuale, de obicei egale cu câteva sute de kilometri pe secundă. De aceea, galaxiile cele mai apropiate de noi nu prezintă o deplasare sistematică spre roșu. La urma urmei, vitezele mișcărilor aleatoare (așa-numitele „peculiare”) pentru aceste galaxii sunt mai mari decât viteza obișnuită de deplasare spre roșu. Acesta din urmă crește pe măsură ce galaxiile se îndepărtează cu aproximativ 50 km/s, pentru fiecare milion de parsecs. Prin urmare, pentru galaxiile ale căror distanțe nu depășesc câteva milioane de parsecs, vitezele aleatoare depășesc viteza de retragere din cauza deplasării spre roșu. Printre galaxiile din apropiere, sunt și cele care se apropie de noi (de exemplu, nebuloasa Andromeda M 31).

Galaxiile nu sunt distribuite uniform în spațiul metagalactic, adică. cu densitate constantă. Ei arată o tendință pronunțată de a forma grupuri sau grupuri separate. În special, un grup de aproximativ 20 de galaxii apropiate de noi (inclusiv Galaxia noastră) formează așa-numitul „sistem local”. La rândul său, sistemul local este inclus într-un grup mare de galaxii, al cărui centru este situat în acea parte a cerului pe care este proiectată constelația Fecioarei. Acest cluster are câteva mii de membri și este unul dintre cele mai mari. În spațiul dintre clustere, densitatea galaxiilor este de zece ori mai mică decât în ​​interiorul clusterelor.

Se atrage atenția asupra diferenței dintre grupurile de stele care formează galaxii și grupurile de galaxii. În primul caz, distanțele dintre membrii clusterului sunt uriașe în comparație cu dimensiunile stelelor, în timp ce distanțele medii dintre galaxii din clusterele de galaxii sunt doar de câteva ori mai mari decât dimensiunile galaxiilor. Pe de altă parte, numărul de galaxii din clustere nu poate fi comparat cu numărul de stele din galaxii. Dacă considerăm totalitatea galaxiilor ca un fel de gaz, unde rolul moleculelor este jucat de galaxii individuale, atunci trebuie să considerăm acest mediu ca fiind extrem de vâscos.

Cum arată Metagalaxia în modelul nostru, unde orbita Pământului este redusă la dimensiunea primei orbite a atomului Bohr? La această scară, distanța până la nebuloasa Andromeda va fi ceva mai mare de 6 m, distanța până la partea centrală a clusterului de galaxii Fecioara, care include sistemul nostru local de galaxii, va fi de aproximativ 120 m, iar dimensiunea clusterului. în sine va fi de aceeași ordine. Galaxia radio Cygnus A va fi acum îndepărtată la o distanță de 2,5 km, iar distanța până la galaxia radio 3C 295 va ajunge la 25 km...

Ne-am familiarizat în cea mai generală formă cu principalele caracteristici structurale și cu scările Universului. Este ca un cadru înghețat al dezvoltării sale. Nu a fost întotdeauna așa cum vedem noi acum. Totul în Univers se schimbă: stelele și nebuloasele apar, se dezvoltă și „mor”, Galaxia se dezvoltă într-un mod natural, însăși structura și scara Metagalaxiei se schimbă.

Scara spre infinit

Cum se determină distanța până la stele? De unde știi că Alpha Centauri este la aproximativ 4 ani lumină distanță? Într-adevăr, prin luminozitatea unei stele, ca atare, cu greu puteți determina nimic - strălucirea unei stele slab apropiate și strălucitoare la distanță poate fi aceeași. Și totuși există multe modalități destul de sigure de a determina distanța de la Pământ până la cele mai îndepărtate colțuri ale universului. Satelitul astrometric „Hipparchus” pentru 4 ani de muncă a determinat distanțele la 118 mii de stele SPL

Indiferent ce spun fizicienii despre tridimensionalitatea, șase-dimensionalitatea sau chiar unsprezece-dimensionalitatea spațiului, pentru astronom, Universul observabil este întotdeauna bidimensional. Ceea ce se întâmplă în Cosmos este văzut de noi ca o proiecție pe sfera cerească, la fel cum într-un film întreaga complexitate a vieții este proiectată pe un ecran plat. Pe ecran, putem distinge cu ușurință departe de aproape datorită familiarității cu originalul tridimensional, dar în împrăștierea bidimensională a stelelor nu există niciun indiciu vizual care să ne permită să-l transformăm într-o hartă tridimensională potrivită. pentru trasarea cursului unei nave interstelare. Între timp, distanțele sunt cheia pentru aproape jumătate din întreaga astrofizică. Cum se poate distinge o stea slabă din apropiere de un quasar îndepărtat, dar strălucitor fără ele? Numai cunoscând distanța până la un obiect, se poate evalua energia acestuia și de aici un drum direct către înțelegerea naturii sale fizice.

Un exemplu recent al incertitudinii distanțelor cosmice este problema surselor de explozii de raze gamma, pulsuri scurte de radiații dure care vin pe Pământ aproximativ o dată pe zi din diferite direcții. Estimările inițiale ale distanței lor variau de la sute de unități astronomice (zeci de ore lumină) la sute de milioane de ani lumină. În consecință, împrăștierea în modele a fost, de asemenea, impresionantă - de la anihilarea cometelor din antimaterie de la periferia sistemului solar până la exploziile stelelor neutronice care zguduiau întregul Univers și nașterea găurilor albe. Până la mijlocul anilor 1990, au fost propuse peste o sută de explicații diferite pentru natura exploziilor de raze gamma. Acum, când am putut estima distanțele până la sursele lor, au mai rămas doar două modele.

Dar cum să măsori distanța dacă nici rigla, nici fasciculul de localizare nu pot ajunge la obiect? Metoda de triangulare, care este utilizată pe scară largă în geodezia terestră obișnuită, vine în ajutor. Selectăm un segment de lungime cunoscută - baza, măsurăm de la capetele sale unghiurile sub care un punct este vizibil inaccesibil dintr-un motiv sau altul, iar apoi formulele trigonometrice simple dau distanța dorită. Când ne deplasăm de la un capăt la celălalt al bazei, direcția aparentă către punct se schimbă, se schimbă pe fundalul obiectelor îndepărtate. Aceasta se numește schimbare de paralaxă sau paralaxă. Valoarea sa este cu cât este mai mică, cu cât obiectul este mai departe și cu cât este mai mare, cu atât baza este mai lungă.

Pentru a măsura distanțele până la stele, trebuie să luăm baza maximă disponibilă astronomilor, egală cu diametrul orbitei pământului. Deplasarea paralactică corespunzătoare a stelelor pe cer (strict vorbind, jumătate din ea) a ajuns să fie numită paralaxa anuală. Tycho Brahe a încercat să o măsoare, căruia nu i-a plăcut ideea copernicană despre rotația Pământului în jurul Soarelui și a decis să o verifice - la urma urmei, paralaxele dovedesc și mișcarea orbitală a Pământului. Măsurătorile efectuate au avut o precizie impresionantă pentru secolul al XVI-lea - aproximativ un minut de arc, dar aceasta a fost complet insuficientă pentru măsurarea paralaxelor, despre care Brahe însuși habar nu avea și a ajuns la concluzia că sistemul copernican este incorect.

Distanța până la grupurile de stele este determinată de metoda de ajustare a secvenței principale

Următorul atac asupra paralaxei a fost făcut în 1726 de englezul James Bradley, viitorul director al Observatorului Greenwich. La început, părea că norocul îi zâmbește: steaua Gamma Draco, aleasă pentru observații, a fluctuat într-adevăr în jurul poziției sale medii cu un interval de 20 de secunde de arc în timpul anului. Cu toate acestea, direcția acestei schimbări a fost diferită de cea așteptată pentru paralaxe, iar Bradley a găsit curând explicația corectă: viteza orbitei Pământului se adaugă la viteza luminii care vine de la stea și își schimbă direcția aparentă. În mod similar, picăturile de ploaie lasă poteci în pantă pe geamurile unui autobuz. Acest fenomen, numit aberație anuală, a fost prima dovadă directă a mișcării Pământului în jurul Soarelui, dar nu a avut nimic de-a face cu paralaxele.

Doar un secol mai târziu, acuratețea instrumentelor goniometrice a atins nivelul cerut. La sfârșitul anilor 30 ai secolului XIX, în cuvintele lui John Herschel, „zidul care împiedica pătrunderea în Universul stelar a fost spart aproape simultan în trei locuri”. În 1837, Vasily Yakovlevich Struve (la acea vreme directorul Observatorului Derpt, iar mai târziu al Observatorului Pulkovo) a publicat paralaxa lui Vega măsurată de el - 0,12 secunde de arc. În anul următor, Friedrich Wilhelm Bessel a raportat că paralaxa stelei celui de-al 61-lea Cygni este de 0,3". Și un an mai târziu, astronomul scoțian Thomas Henderson, care a lucrat în emisfera sudică la Capul Bunei Speranțe, a măsurat paralaxa în sistemul Alpha Centauri - 1.16 " . Adevărat, mai târziu s-a dovedit că această valoare a fost supraestimată de 1,5 ori și nu există o singură stea pe tot cerul cu o paralaxă mai mare de 1 secundă de arc.

Pentru distanțele măsurate prin metoda paralactică a fost introdusă o unitate specială de lungime - parsec (din secunda paralactică, pc). Un parsec conține 206.265 de unități astronomice sau 3,26 ani lumină. De la această distanță, raza orbitei pământului (1 unitate astronomică = 149,5 milioane de kilometri) este vizibilă la un unghi de 1 secundă. Pentru a determina distanța până la o stea în parsecs, trebuie să împărțiți una la paralaxa ei în secunde. De exemplu, la cel mai apropiat sistem stelar de noi, Alpha Centauri, 1/0,76 = 1,3 parsecs, sau 270.000 de unități astronomice. O mie de parsec se numesc kiloparsec (kpc), un milion de parsec se numesc megaparsec (Mpc), iar un miliard se numește gigaparsec (Gpc).

Măsurarea unghiurilor extrem de mici a necesitat o sofisticare tehnică și o mare diligență (Bessel, de exemplu, a procesat peste 400 de observații individuale ale Cygnus 61), dar după prima descoperire, lucrurile au devenit mai ușoare. Până în 1890, paralaxele deja trei duzini de stele fuseseră măsurate, iar când fotografia a început să fie utilizată pe scară largă în astronomie, măsurarea precisă a paralaxelor a fost pusă complet în practică. Măsurătorile paralaxei sunt singura metodă pentru determinarea directă a distanțelor față de stele individuale. Cu toate acestea, în timpul observațiilor la sol, interferența atmosferică nu permite metodei paralaxei să măsoare distanțe de peste 100 pc. Pentru univers, aceasta nu este o valoare foarte mare. („Nu este departe aici, o sută de parsecs”, după cum spunea Gromozeka.) Acolo unde metodele geometrice eșuează, metodele fotometrice vin în ajutor.

Înregistrări geometrice

În ultimii ani, rezultatele măsurării distanțelor până la surse foarte compacte de emisie radio - masere - au fost publicate din ce în ce mai des. Radiația lor cade pe raza radio, ceea ce face posibilă observarea lor pe interferometre radio capabile să măsoare coordonatele obiectelor cu o precizie de microsecunde, de neatins în domeniul optic în care sunt observate stelele. Datorită maserelor, metodele trigonometrice pot fi aplicate nu numai obiectelor îndepărtate din Galaxia noastră, ci și altor galaxii. De exemplu, în 2005, Andreas Brunthaler (Germania) și colegii săi au determinat distanța până la galaxia M33 (730 kpc) comparând deplasarea unghiulară a maserelor cu viteza de rotație a acestui sistem stelar. Un an mai târziu, Ye Xu (China) și colegii au aplicat metoda clasică de paralaxă la sursele maser „locale” pentru a măsura distanța (2 kpc) până la unul dintre brațele spiralate ale galaxiei noastre. Poate că, în 1999, J. Hernstin (SUA) și colegii au reușit să avanseze cel mai departe. Urmărind mișcarea maserelor pe discul de acreție în jurul găurii negre din miezul galaxiei active NGC 4258, astronomii au stabilit că acest sistem este la 7,2 Mpc distanță de noi. Până în prezent, aceasta este o înregistrare absolută a metodelor geometrice.

Astronomii lumânări standard

Cu cât sursa de radiație este mai departe de noi, cu atât este mai slabă. Dacă cunoașteți luminozitatea adevărată a unui obiect, atunci comparând-o cu luminozitatea vizibilă, puteți afla distanța. Probabil primul care a aplicat această idee la măsurarea distanțelor față de stele a fost Huygens. Noaptea, el l-a observat pe Sirius, iar în timpul zilei a comparat strălucirea acestuia cu o mică gaură din ecran care acoperea Soarele. După ce a ales dimensiunea găurii astfel încât ambele luminozități să coincidă și comparând valorile unghiulare ale găurii și ale discului solar, Huygens a concluzionat că Sirius este de 27.664 de ori mai departe de noi decât Soarele. Aceasta este de 20 de ori mai mică decât distanța reală. Eroarea s-a datorat parțial faptului că Sirius este de fapt mult mai strălucitor decât Soarele și, parțial, din cauza dificultății de a compara luminozitatea din memorie.

O descoperire în domeniul metodelor fotometrice a avut loc odată cu apariția fotografiei în astronomie. La începutul secolului al XX-lea, Observatorul Colegiului Harvard a efectuat lucrări la scară largă pentru a determina luminozitatea stelelor din plăci fotografice. O atenție deosebită a fost acordată stelelor variabile, a căror luminozitate fluctuează. Studiind stelele variabile dintr-o clasă specială - Cefeidele - în Micul Nor Magellanic, Henrietta Leavitt a observat că, cu cât sunt mai strălucitoare, cu atât perioada de fluctuație a luminozității lor este mai lungă: stelele cu o perioadă de câteva zeci de zile s-au dovedit a fi de aproximativ 40 de zile. de ori mai strălucitoare decât stelele cu o perioadă de ordinul unei zile.

Deoarece toate Cefeidele Levitt se aflau în același sistem stelar - Micul Nor Magellanic - s-ar putea considera că au fost îndepărtate de noi la aceeași distanță (deși necunoscută). Aceasta înseamnă că diferența de luminozitate aparentă a acestora este asociată cu diferențe reale de luminozitate. A ramas sa se determine distanta pana la o Cefeida printr-o metoda geometrica pentru a calibra intreaga dependenta si pentru a putea, prin masurarea perioadei, sa se determine adevarata luminozitate a oricarei Cefeide, iar din aceasta distanta pana la stea si stea. sistem care o contine.

Dar, din păcate, nu există Cefeide în vecinătatea Pământului. Cea mai apropiată dintre ele, Steaua Polară, se află, după cum știm acum, la 130 pc de Soare, adică este dincolo de atingerea măsurătorilor de paralaxă la sol. Acest lucru nu a permis să se arunce un pod direct de la paralaxe la Cefeide, iar astronomii au fost nevoiți să construiască o structură, care acum se numește în mod figurat scara distanței.

Un pas intermediar pe acesta au fost grupurile de stele deschise, inclusiv de la câteva zeci la sute de stele, conectate printr-un timp și un loc comun de naștere. Dacă trasezi temperatura și luminozitatea tuturor stelelor din cluster, majoritatea punctelor vor cădea pe o singură linie înclinată (mai precis, o bandă), care se numește secvența principală. Temperatura este determinată cu mare precizie din spectrul stelei, iar luminozitatea este determinată din luminozitatea aparentă și distanță. Dacă distanța este necunoscută, vine din nou în ajutor faptul că toate stelele din cluster sunt aproape la aceeași distanță de noi, astfel încât în ​​interiorul clusterului, luminozitatea aparentă poate fi încă folosită ca măsură a luminozității.

Deoarece stelele sunt aceleași peste tot, secvențele principale ale tuturor clusterelor trebuie să se potrivească. Diferențele se datorează doar faptului că se află la distanțe diferite. Dacă determinăm distanța până la unul dintre clustere printr-o metodă geometrică, atunci vom afla cum arată secvența principală „reală” și apoi, comparând datele din alte clustere cu aceasta, vom determina distanțele până la acestea. Această tehnică se numește „ajustarea secvenței principale”. Multă vreme, Pleiadele și Hiadele au servit drept standard pentru el, ale căror distanțe au fost determinate prin metoda paralaxelor de grup.

Din fericire pentru astrofizică, cefeidele au fost găsite în aproximativ două duzini de grupuri deschise. Prin urmare, măsurând distanțele până la aceste grupuri prin potrivirea secvenței principale, se poate „ajunge la scara” la Cefeide, care se află la a treia treaptă.

Ca indicator al distanțelor, Cefeidele sunt foarte convenabile: există relativ multe dintre ele - pot fi găsite în orice galaxie și chiar în orice cluster globular și, fiind stele gigantice, sunt suficient de strălucitoare pentru a măsura distanțe intergalactice față de ele. Datorită acestui fapt, ei au câștigat multe epitete de mare profil, cum ar fi „faruri ale universului” sau „puncte mile ale astrofizicii”. „Riglă” cefeidă se întinde până la 20 Mpc - aceasta este de aproximativ o sută de ori dimensiunea galaxiei noastre. Mai mult, nu se mai pot distinge nici măcar cu cele mai puternice instrumente moderne și, pentru a urca pe a patra treaptă a scării de distanță, ai nevoie de ceva mai strălucitor.

METODE DE MĂSURARE A DISTANȚELOR SPAȚIALE

Până la capătul universului

Una dintre cele mai puternice metode extragalactice de măsurare a distanțelor se bazează pe un model cunoscut sub numele de relația Tully-Fisher: cu cât o galaxie spirală este mai strălucitoare, cu atât se rotește mai repede. Când o galaxie este privită la margine sau la o înclinație semnificativă, jumătate din materie se mișcă spre noi din cauza rotației, iar jumătate se retrage, ceea ce duce la lărgirea liniilor spectrale datorită efectului Doppler. Această expansiune determină viteza de rotație, conform acesteia - luminozitatea, iar apoi, dintr-o comparație cu luminozitatea aparentă - distanța până la galaxie. Și, desigur, pentru a calibra această metodă, sunt necesare galaxii, ale căror distanțe au fost deja măsurate cu ajutorul Cefeidelor. Metoda Tully-Fisher are o rază foarte lungă de acțiune și acoperă galaxii care se află la sute de megaparsecs distanță de noi, dar are și o limită, deoarece nu este posibil să se obțină suficiente spectre de înaltă calitate pentru galaxii prea îndepărtate și slabe.

Într-o gamă ceva mai mare de distanțe, funcționează o altă „lumânare standard” - supernove de tip Ia. Flash-urile unor astfel de supernove sunt explozii termonucleare de „același tip” de pitice albe cu o masă puțin mai mare decât cea critică (1,4 mase solare). Prin urmare, nu există niciun motiv pentru ca ei să varieze foarte mult în putere. Observațiile unor astfel de supernove în galaxiile din apropiere, ale căror distanțe pot fi determinate de la Cefeide, par să confirme această constanță și, prin urmare, exploziile termonucleare cosmice sunt acum utilizate pe scară largă pentru a determina distanțe. Sunt vizibile chiar și miliarde de parsec-uri de la noi, dar nu știi niciodată distanța până la care galaxie poți măsura, pentru că nu se știe dinainte exact unde va izbucni următoarea supernova.

Până acum, o singură metodă permite deplasarea și mai departe - deplasările spre roșu. Istoria sa, ca și istoria Cefeidelor, începe simultan cu secolul al XX-lea. În 1915, americanul Westo Slifer, studiind spectrele galaxiilor, a observat că în cele mai multe dintre ele liniile sunt deplasate spre roșu față de poziția „de laborator”. În 1924, germanul Karl Wirtz a observat că această schimbare este cu atât mai puternică, cu atât dimensiunea unghiulară a galaxiei este mai mică. Cu toate acestea, doar Edwin Hubble în 1929 a reușit să aducă aceste date într-o singură imagine. Conform efectului Doppler, deplasarea spre roșu a liniilor din spectru înseamnă că obiectul se îndepărtează de noi. Comparând spectrele galaxiilor cu distanțele până la acestea, determinate de Cefeide, Hubble a formulat legea: viteza de îndepărtare a unei galaxii este proporțională cu distanța până la aceasta. Coeficientul de proporționalitate în acest raport se numește constantă Hubble.

Astfel, a fost descoperită expansiunea Universului și, odată cu aceasta, posibilitatea de a determina distanțele până la galaxii din spectrele lor, desigur, cu condiția ca constanta Hubble să fie legată de alți „conducători”. Hubble însuși a efectuat această legare cu o eroare de aproape un ordin de mărime, care a fost corectată abia la mijlocul anilor 1940, când a devenit clar că Cefeidele sunt împărțite în mai multe tipuri cu rapoarte diferite de „perioadă-luminozitate”. Calibrarea a fost efectuată din nou pe baza Cefeidelor „clasice” și abia atunci valoarea constantei Hubble s-a apropiat de estimările moderne: 50–100 km/s pentru fiecare megaparsec de distanță până la galaxie.

Acum, deplasările spre roșu sunt folosite pentru a determina distanțele până la galaxii care sunt la mii de megaparsecs distanță de noi. Adevărat, aceste distanțe sunt indicate în megaparsecs numai în articolele populare. Cert este că acestea depind de modelul de evoluție a Universului adoptat în calcule și, în plus, în spațiul în expansiune nu este în totalitate clar ce distanță se înțelege: cea la care se afla galaxia în momentul emiterii radiațiilor. , sau cel la care se află în momentul recepției sale pe Pământ, sau distanța parcursă de lumină pe drumul de la punctul de plecare până la punctul final. Prin urmare, astronomii preferă să indice pentru obiectele îndepărtate doar valoarea deplasării spre roșu observată direct, fără a o converti în megaparsecs.

Deplasările spre roșu sunt în prezent singura metodă de estimare a distanțelor „cosmologice” comparabile cu „dimensiunea Universului” și, în același timp, aceasta este poate cea mai răspândită tehnică. În iulie 2007, a fost publicat un catalog de deplasări către roșu a 77.418.767 de galaxii. Cu toate acestea, la crearea acestuia, a fost folosită o tehnică automată oarecum simplificată pentru analiza spectrelor și, prin urmare, erorile s-ar putea strecura în unele valori.

Joc in echipa

Metodele geometrice de măsurare a distanțelor nu se limitează la paralaxa anuală, în care deplasările unghiulare aparente ale stelelor sunt comparate cu mișcările Pământului pe orbita sa. O altă abordare se bazează pe mișcarea Soarelui și a stelelor unul față de celălalt. Imaginează-ți un grup de stele care zboară pe lângă Soare. Conform legilor perspectivei, traiectoriile vizibile ale stelelor sale, ca șinele de pe orizont, converg către un punct - radiantul. Poziția sa indică unghiul la care grupul zboară spre linia de vedere. Cunoscând acest unghi, se poate descompune mișcarea stelelor din cluster în două componente - de-a lungul liniei de vedere și perpendicular pe aceasta de-a lungul sferei cerești - și se poate determina proporția dintre ele. Viteza radială a stelelor în kilometri pe secundă este măsurată prin efectul Doppler și, ținând cont de proporția găsită, se calculează proiecția vitezei pe cer - tot în kilometri pe secundă. Rămâne să comparăm aceste viteze liniare ale stelelor cu vitezele unghiulare determinate din rezultatele observațiilor pe termen lung, iar distanța va fi cunoscută! Această metodă funcționează până la câteva sute de parsecs, dar este aplicabilă numai clusterelor de stele și, prin urmare, este numită metoda paralaxei de grup. Așa au fost măsurate pentru prima dată distanțele până la Hiade și Pleiade.

În jos pe scările care duc în sus

Construindu-ne scara către marginea universului, am tăcut despre fundația pe care se sprijină. Între timp, metoda paralaxei dă distanța nu în metri de referință, ci în unități astronomice, adică în razele orbitei pământului, a cărei valoare nu a fost, de asemenea, determinată imediat. Deci, să privim înapoi și să coborâm pe scara distanțelor cosmice până la Pământ.

Probabil primul care a determinat distanța Soarelui a fost Aristarh din Samos, care a propus sistemul heliocentric al lumii cu o mie și jumătate de ani înainte de Copernic. S-a dovedit că Soarele este de 20 de ori mai departe de noi decât Luna. Această estimare, după cum știm acum, subestimată cu un factor de 20, a durat până în epoca Kepler. Deși el însuși nu a măsurat unitatea astronomică, a observat deja că Soarele ar trebui să fie mult mai departe decât credea Aristarh (și toți ceilalți astronomi l-au urmat).

Prima estimare mai mult sau mai puțin acceptabilă a distanței de la Pământ la Soare a fost obținută de Jean Dominique Cassini și Jean Richet. În 1672, în timpul opoziției lui Marte, au măsurat poziția acestuia față de stelele simultan de la Paris (Cassini) și Cayenne (Richet). Distanța de la Franța la Guyana Franceză a servit drept bază pentru un triunghi paralactic, din care au determinat distanța până la Marte, iar apoi au calculat unitatea astronomică din ecuațiile mecanicii cerești, obținând o valoare de 140 de milioane de kilometri.

În următoarele două secole, tranzitele lui Venus de-a lungul discului solar au devenit instrumentul principal pentru determinarea dimensiunii sistemului solar. Prin observarea lor simultană din diferite părți ale globului, este posibil să se calculeze distanța de la Pământ la Venus și, prin urmare, toate celelalte distanțe din sistemul solar. În secolele XVIII-XIX, acest fenomen a fost observat de patru ori: în 1761, 1769, 1874 și 1882. Aceste observații au devenit unul dintre primele proiecte științifice internaționale. Au fost echipate expediții de mare amploare (expediția engleză din 1769 a fost condusă de celebrul James Cook), au fost create stații de observare speciale... Și dacă la sfârșitul secolului al XVIII-lea Rusia le-a oferit doar oamenilor de știință francezi posibilitatea de a observa pasajul de pe teritoriul său (de la Tobolsk), apoi în 1874 și 1882 oamenii de știință ruși au luat deja o parte activă la cercetare. Din păcate, complexitatea extremă a observațiilor a dus la o discrepanță considerabilă în estimările unității astronomice - de la aproximativ 147 la 153 milioane de kilometri. O valoare mai sigură - 149,5 milioane de kilometri - a fost obținută abia la începutul secolelor XIX-XX din observațiile asteroizilor. Și, în sfârșit, trebuie avut în vedere că rezultatele tuturor acestor măsurători s-au bazat pe cunoașterea lungimii bazei, în rolul căreia, la măsurarea unității astronomice, a acționat raza Pământului. Deci, în cele din urmă, temelia scării distanțelor cosmice a fost pusă de topografi.

Abia în a doua jumătate a secolului al XX-lea au apărut metode fundamental noi pentru determinarea distanțelor cosmice la dispoziția oamenilor de știință - laser și radar. Acestea au făcut posibilă creșterea preciziei măsurătorilor în sistemul solar de sute de mii de ori. Eroarea radarului pentru Marte și Venus este de câțiva metri, iar distanța până la reflectoarele de colț instalate pe Lună este măsurată în centimetri. Valoarea acceptată în prezent a unității astronomice este de 149.597.870.691 metri.

Soarta dificilă a lui „Hipparchus”

Un progres atât de radical în măsurarea unității astronomice a ridicat problema distanțelor până la stele într-un mod nou. Precizia determinării paralaxelor este limitată de atmosfera Pământului. Prin urmare, în anii 1960, a apărut ideea de a aduce un instrument goniometric în spațiu. A fost realizat în 1989 odată cu lansarea satelitului astrometric european Hipparchus. Acest nume este o traducere bine stabilită, deși din punct de vedere formal nu chiar corectă, a numelui englez HIPPARCOS, care este o abreviere pentru High Precision Parallax Collecting Satellite („satelit pentru colectarea paralaxelor de înaltă precizie”) și nu coincide cu ortografia engleză a lui. numele celebrului astronom grec antic - Hipparchus, autorul primului director de stele.

Creatorii satelitului și-au propus o sarcină foarte ambițioasă: să măsoare paralaxele a peste 100 de mii de stele cu precizie în milisecunde, adică să „atingă” stelele situate la sute de parsec-uri de pe Pământ. A fost necesar să se clarifice distanțele până la mai multe grupuri de stele deschise, în special Hiadele și Pleiadele. Dar cel mai important, a devenit posibil să „sari peste treaptă” măsurând direct distanțele până la Cefeide înșiși.

Expediția a început cu necazuri. Din cauza unei eșecuri în stadiul superior, Hipparchus nu a intrat pe orbita geostaționară calculată și a rămas pe o traiectorie intermediară foarte alungită. Specialiștii Agenției Spațiale Europene au reușit totuși să facă față situației, iar telescopul astrometric orbital a funcționat cu succes timp de 4 ani. Prelucrarea rezultatelor a durat aceeași cantitate, iar în 1997 a fost publicat un catalog stelar cu paralaxe și mișcări proprii a 118.218 luminari, inclusiv aproximativ două sute de Cefeide.

Din păcate, într-o serie de probleme claritatea dorită nu a venit încă. Rezultatul pentru Pleiade s-a dovedit a fi cel mai de neînțeles - s-a presupus că Hiparh va clarifica distanța, care era estimată anterior la 130-135 parsecs, dar în practică s-a dovedit că Hiparh a corectat-o, obținând o valoare de numai 118. parsecs. Acceptarea noii valori ar necesita ajustări atât la teoria evoluției stelare, cât și la scara distanțelor intergalactice. Aceasta ar fi o problemă serioasă pentru astrofizică, iar distanța până la Pleiade a început să fie atent verificată. Până în 2004, mai multe grupuri obțineau în mod independent estimări ale distanței până la cluster în intervalul de la 132 la 139 pc. Au început să se audă voci ofensive cu sugestii că consecințele punerii satelitului pe o orbită greșită încă nu puteau fi eliminate complet. Astfel, în general, toate paralaxele măsurate de el au fost puse sub semnul întrebării.

Echipa Hipparchus a fost forțată să admită că măsurătorile au fost în general precise, dar ar putea fi nevoie să fie reprocesate. Ideea este că paralaxele nu sunt măsurate direct în astrometria spațială. În schimb, Hipparchus a măsurat unghiurile dintre numeroase perechi de stele din nou și din nou timp de patru ani. Aceste unghiuri se modifică atât datorită deplasării paralactice, cât și datorită mișcărilor proprii ale stelelor în spațiu. Pentru a „extrage” exact valorile paralaxelor din observații, este necesară o prelucrare matematică destul de complicată. Asta a trebuit să repet. Noile rezultate au fost publicate la sfârșitul lunii septembrie 2007, dar nu este încă clar cât de mult a adus aceasta îmbunătățire.

Dar problemele lui Hiparh nu se opresc aici. Paralaxele cefeide determinate de el s-au dovedit a fi insuficient de precise pentru o calibrare sigură a raportului „perioadă-luminozitate”. Astfel, satelitul nu a reușit să rezolve a doua sarcină cu care se confruntă. Prin urmare, mai multe proiecte noi de astrometrie spațială sunt în prezent luate în considerare în lume. Proiectul european Gaia, care este programat să fie lansat în 2012, este cel mai aproape de implementare. Principiul său de funcționare este același cu cel al lui Hipparchus - măsurători repetate ale unghiurilor dintre perechile de stele. Cu toate acestea, datorită opticii puternice, va putea observa obiecte mult mai slabe, iar utilizarea metodei interferometriei va crește acuratețea măsurătorilor unghiului la zeci de microsecunde de arc. Se presupune că Gaia va putea măsura distanțe de kiloparsec cu o eroare de cel mult 20% și va determina pozițiile a aproximativ un miliard de obiecte pe parcursul mai multor ani de muncă. Astfel, va fi construită o hartă tridimensională a unei părți semnificative a Galaxiei.

Universul lui Aristotel s-a încheiat la nouă distanțe de la Pământ la Soare. Copernic credea că stelele sunt de 1.000 de ori mai departe decât soarele. Paralaxele au împins chiar și cele mai apropiate stele cu ani lumină. La începutul secolului al XX-lea, astronomul american Harlow Shapley, folosind cefeide, a stabilit că diametrul Galaxiei (pe care a identificat-o cu Universul) era măsurat în zeci de mii de ani lumină, iar datorită lui Hubble, limitele a Universului sa extins la mai multe gigaparsecs. Cât de definitive sunt?

Desigur, fiecare treaptă a scării de distanță are propriile erori, mai mari sau mai mici, dar, în general, scările Universului sunt bine definite, verificate prin diferite metode independente și se adună într-o singură imagine consistentă. Deci limitele actuale ale universului par de nezdruncinat. Totuși, asta nu înseamnă că într-o zi nu vom dori să măsurăm distanța de la ea până la vreun univers vecin!

Shklovsky I.S., Dmitri Wiebe. Pământ (Sol III).

Pe baza materialelor: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. „Univers, viață, minte” / Ed. N.S. Kardashev și V.I. Moroza - ed. a VI-a.

Scale de distanțe în Univers. Metode de estimare a dimensiunilor și distanțelor

Infinitatea și vastitatea Universului trezesc un sentiment de admirație și uimire.

Așadar, fizicianul german, inventatorul pompei de aer, care a arătat existența presiunii aerului (experimentul cu emisferele Magdeburg ʼʼ) și a studiat multe proprietăți ᴇᴦο, O. von Guericke a pus la cale experimente pentru a demonstra că Universul este gol, omniprezent. și infinit. Acest lucru a contrazis știința de la începutul secolului al XVII-lea. El a scris că ᴇᴦο, într-un efort de a cunoaște structura lumii, a fost în primul rând șocat de măsura inimaginabilă

Univers. Ea a fost cea care a trezit în el o dorință obsedante de a fi sigură ce este ceea ce se răspândește între corpurile cerești. ʼʼCe este, în esență? Dar conține totul și dă un loc ființei și existenței. Poate că este un fel de materie cerească de foc, solidă (cum pretindeau aristotelicii), lichidă (cum cred Copernic și Tycho Brahe) sau un fel de a cincea esență transparentă? Sau spațiul este liber de orice materie, adică. există un gol în mod constant negatʼʼ.

Distanțele din lumea stelelor se măsoară în ani lumină (1 an lumină ≈ ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 km), sau în parsecs (1 buc = 3,26 ani lumină = 206 265 AU = = 3, 1 ‣‣‣ 10 16 ). m). Distanța de la Pământ la Soare în 1 UA (unitate astronomică) ≈ 150 milioane km, ᴇᴦο lumina se deplasează în 8,5 minute. Luna se află la o distanță de aproximativ 1 St. s, sau 384 mii km, sau 60 de raze ale Pământului. Diametrul sistemului solar este de câteva ore lumină, iar cea mai apropiată stea (Proxima constelației Centaurus) se află la o distanță de aproximativ 4 ore lumină. ani.

În antichitate, diferitele popoare aveau idei diferite despre Pământ și forma lui. Astfel, hindușii și-au imaginat Pământul ca pe un avion întins pe spatele elefanților; locuitorii Babilonului - sub formă de munte, pe versantul vestic al căruia se află Babilonul; evrei – sub formă de câmpie etc. Dar, în orice caz, se credea că, într-un loc, cupola cerească este legată de firmamentul pământului. Știința Pământului, geografia, își datorează apariția și dezvoltarea vechilor greci, care reprezentau lumea sub forma unui tort rotund cu Grecia în centru. Hecateus din Milet și-a calculat chiar diametrul - 8000 km. Pentru strămoșii noștri îndepărtați, orientarea în spațiu era de mare importanță. Comanda a oferit securitate.

În Mesopotamia și Egipt, observațiile cerului erau apanajul preoților și erau asociate cu astrologia. Oamenii au observat că planetele se mișcă pe fundalul stelelor (din greacă. planetele- rătăcire). Au început să facă modele ale spațiului lumii care înconjoară o persoană, modele ale Lumii. Omul și, în consecință, Pământul nostru au fost plasați în centrul Lumii. O poziție atât de distinsă a unei persoane corespundea ideilor observatorului. Aristotel a dat o justificare filozofică naturală pentru un astfel de sistem; el a reprezentat cosmosul ca un număr mare de sfere materiale conectate între ele, fiecare dintre ele respectând propriile legi. El nu a putut explica mișcarea aparentă a corpurilor cerești de la est la vest și s-a limitat la afirmația ˸ ʼʼNatura pune întotdeauna în aplicare cele mai bune posibilitățiʼʼ. Un alt student al lui Platon, Eudoxus, a încercat să găsească cinematica planetelor pe baza ipotezei mișcării de-a lungul unei curbe ideale - un cerc. Pentru a face acest lucru, a trebuit să selecteze vitezele și direcțiile de mișcare a trei (și apoi șapte) sfere pentru a descrie mișcarea aparentă a Soarelui și a Lunii și a 26 de sfere pentru planete. Aristotel a folosit deja 56 de sfere, iar matematicianul Apollonius a propus teoria epiciclurilor: planeta se mișcă pe o orbită circulară, al cărei centru descrie un cerc în jurul Pământului. Acest sistem a fost dezvoltat de celebrul astronom Hipparchus, care a alcătuit primul catalog de 850 de stele, a identificat constelațiile și a descoperit precesiunea axei pământului. Este considerat unul dintre fondatorii astronomiei. La Aristotel, totul nu este

Scale de distanțe în Univers. Metode de estimare a dimensiunilor și distanțelor - concept și tipuri. Clasificarea și caracteristicile categoriei „Scale de distanțe în Univers. Metode de estimare a dimensiunilor și distanțelor” 2015, 2017-2018.