Čo vieme o vesmíre, aký je vesmír? Vesmír je bezhraničný svet, ktorý je pre ľudskú myseľ ťažko pochopiteľný, ktorý sa zdá byť neskutočný a nemateriálny. V skutočnosti sme obklopení hmotou, neohraničenou v priestore a čase, schopnou nadobúdať rôzne podoby. Aby sme sa pokúsili pochopiť skutočný rozsah vesmíru, ako funguje vesmír, štruktúru vesmíru a procesy evolúcie, budeme musieť prekročiť prah vlastného videnia sveta, pozrieť sa na svet okolo nás z iného uhla pohľadu, zvnútra.

Pohľad na obrovské rozlohy vesmíru zo Zeme

Vznik vesmíru: prvé kroky

Priestor, ktorý pozorujeme ďalekohľadmi, je len časťou hviezdneho Vesmíru, takzvanej Megagalaxie. Parametre Hubbleovho kozmologického horizontu sú kolosálne – 15-20 miliárd svetelných rokov. Tieto údaje sú približné, pretože v procese evolúcie sa vesmír neustále rozširuje. Rozpínanie vesmíru nastáva šírením chemických prvkov a kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Štruktúra vesmíru sa neustále mení. Vo vesmíre vznikajú zhluky galaxií, objekty a telesá Vesmíru sú miliardy hviezd, ktoré tvoria prvky blízkeho vesmíru - hviezdne systémy s planétami a satelitmi.

Kde je začiatok? Ako vznikol vesmír? Vek vesmíru je pravdepodobne 20 miliárd rokov. Je možné, že zdrojom kozmickej hmoty sa stala horúca a hustá protohmota, ktorej zhluk v určitom momente explodoval. Najmenšie častice vytvorené v dôsledku explózie sa rozptýlili vo všetkých smeroch a v našej dobe sa naďalej vzďaľujú od epicentra. Teória veľkého tresku, ktorá teraz dominuje vedeckej komunite, je najpresnejším popisom procesu formovania vesmíru. Látka, ktorá vznikla v dôsledku kozmickej kataklizmy, bola heterogénna hmota pozostávajúca z najmenších nestabilných častíc, ktoré sa po zrážke a rozptyle začali navzájom ovplyvňovať.

Veľký tresk je teória vzniku vesmíru, vysvetľujúca jeho vznik. Podľa tejto teórie spočiatku existovalo určité množstvo hmoty, ktorá v dôsledku určitých procesov explodovala s kolosálnou silou a rozmetala masu matky do okolitého priestoru.

O nejaký čas neskôr, podľa kozmických noriem - okamih, podľa pozemskej chronológie - milióny rokov, prišla fáza materializácie vesmíru. Z čoho sa skladá vesmír? Rozptýlená hmota sa začala koncentrovať do zrazenín, veľkých a malých, na mieste ktorých sa následne začali objavovať prvé prvky vesmíru, obrovské masy plynu - škôlka budúcich hviezd. Vo väčšine prípadov je proces formovania hmotných objektov vo vesmíre vysvetlený zákonmi fyziky a termodynamiky, existuje však niekoľko bodov, ktoré ešte nemožno vysvetliť. Napríklad, prečo v jednej časti vesmíru je expandujúca látka koncentrovaná viac, zatiaľ čo v inej časti vesmíru je hmota veľmi riedka. Odpovede na tieto otázky možno získať len vtedy, keď sa objasní mechanizmus formovania vesmírnych objektov, veľkých a malých.

Teraz je proces formovania vesmíru vysvetlený pôsobením zákonov vesmíru. Gravitačná nestabilita a energia v rôznych oblastiach spustili vznik protohviezd, ktoré následne pod vplyvom odstredivých síl a gravitácie vytvorili galaxie. Inými slovami, zatiaľ čo hmota pokračovala a ďalej sa rozpínala, pod vplyvom gravitačných síl sa začali procesy stláčania. Častice oblakov plynu sa začali sústreďovať okolo pomyselného stredu a nakoniec vytvorili novú pečať. Stavebným materiálom na tomto gigantickom stavenisku je molekulárny vodík a hélium.

Chemické prvky Vesmíru sú primárnym stavebným materiálom, z ktorého následne vychádzala tvorba objektov Vesmíru.

Ďalej začína pôsobiť termodynamický zákon, aktivujú sa procesy rozpadu a ionizácie. Molekuly vodíka a hélia sa rozpadajú na atómy, z ktorých sa vplyvom gravitačných síl vytvorí jadro protohviezdy. Tieto procesy sú zákonmi Vesmíru a nadobudli formu reťazovej reakcie, ktorá prebieha vo všetkých vzdialených kútoch Vesmíru a napĺňa vesmír miliardami, stovkami miliárd hviezd.

Evolúcia vesmíru: najdôležitejšie

Dnes vo vedeckých kruhoch existuje hypotéza o cyklickosti stavov, z ktorých sú utkané dejiny vesmíru. Nahromadenie plynu, ktoré vzniklo v dôsledku explózie protohmoty, sa stalo škôlkou pre hviezdy, ktoré následne vytvorili množstvo galaxií. Po dosiahnutí určitej fázy sa však hmota vo Vesmíre začína snažiť o svoj pôvodný, koncentrovaný stav, t.j. Po výbuchu a následnej expanzii hmoty vo vesmíre nasleduje kompresia a návrat do superhustého stavu, do východiskového bodu. Následne sa všetko opakuje, po pôrode nasleduje záverečná a tak ďalej po mnoho miliárd rokov do nekonečna.

Začiatok a koniec vesmíru v súlade s cyklickým charakterom vývoja vesmíru

Po vynechaní témy vzniku vesmíru, ktorá zostáva otvorenou otázkou, by sme však mali prejsť k štruktúre vesmíru. V 30-tych rokoch XX storočia sa ukázalo, že vesmír je rozdelený na oblasti - galaxie, čo sú obrovské formácie, z ktorých každá má svoju vlastnú hviezdnu populáciu. Galaxie však nie sú statické objekty. Rýchlosť rozpínania galaxií z pomyselného stredu Vesmíru sa neustále mení, čoho dôkazom je približovanie sa niektorých a vzďaľovanie iných od seba.

Všetky tieto procesy z hľadiska trvania pozemského života trvajú veľmi pomaly. Z hľadiska vedy a týchto hypotéz všetky evolučné procesy prebiehajú rýchlo. Konvenčne možno vývoj vesmíru rozdeliť do štyroch etáp - epoch:

• hadrónová éra;
• leptónová éra;
• fotónová éra;
• hviezdna éra.

Kozmická časová mierka a vývoj vesmíru, podľa ktorých možno vysvetliť vzhľad vesmírnych objektov

V prvej fáze sa všetka hmota koncentrovala do jednej veľkej jadrovej kvapky, pozostávajúcej z častíc a antičastíc, spojených do skupín - hadrónov (protónov a neutrónov). Pomer častíc a antičastíc je približne 1:1,1. Potom nastáva proces anihilácie častíc a antičastíc. Zvyšné protóny a neutróny sú stavebným materiálom, z ktorého je vytvorený vesmír. Trvanie hadrónovej éry je zanedbateľné, iba 0,0001 sekundy - perióda výbušnej reakcie.

Ďalej po 100 sekundách začína proces syntézy prvkov. Pri teplote miliardy stupňov vznikajú v procese jadrovej fúzie molekuly vodíka a hélia. Po celú dobu sa látka naďalej rozširuje vo vesmíre.

Od tohto momentu začína dlhá, od 300 tisíc do 700 tisíc rokov, etapa rekombinácie jadier a elektrónov, tvoriacich atómy vodíka a hélia. V tomto prípade sa pozoruje zníženie teploty látky a intenzita žiarenia klesá. Vesmír sa stáva transparentným. Vodík a hélium vytvorené v kolosálnych množstvách pod vplyvom gravitačných síl premieňajú primárny vesmír na obrovské stavenisko. Po miliónoch rokov sa začína hviezdna éra – čo je proces vzniku protohviezd a prvých protogalaxií.

Toto rozdelenie evolúcie na etapy zapadá do modelu horúceho Vesmíru, ktorý vysvetľuje mnohé procesy. Skutočné príčiny Veľkého tresku, mechanizmus expanzie hmoty zostávajú nevysvetlené.

Štruktúra a štruktúra vesmíru

S tvorbou vodíkového plynu sa začína hviezdna éra vývoja vesmíru. Vodík sa pod vplyvom gravitácie hromadí v obrovských akumuláciách, zrazeninách. Hmotnosť a hustota takýchto zhlukov je kolosálna, státisíckrát väčšia ako hmotnosť samotnej vytvorenej galaxie. Nerovnomerné rozloženie vodíka pozorované v počiatočnom štádiu formovania vesmíru vysvetľuje rozdiely vo veľkostiach vytvorených galaxií. Tam, kde malo dôjsť k maximálnej akumulácii plynného vodíka, vznikli megagalaxie. Tam, kde bola koncentrácia vodíka zanedbateľná, sa objavili menšie galaxie, ako napríklad náš hviezdny domov, Mliečna dráha.

Verzia, podľa ktorej je vesmír počiatočným bodom, okolo ktorého sa galaxie točia v rôznych štádiách vývoja

Od tohto momentu Vesmír dostáva prvé útvary s jasnými hranicami a fyzikálnymi parametrami. Už to nie sú hmloviny, nahromadenia hviezdneho plynu a kozmického prachu (produkty výbuchu), protoklastre hviezdnej hmoty. Toto sú hviezdne krajiny, ktorých oblasť je z hľadiska ľudskej mysle obrovská. Vesmír sa stáva plným zaujímavých kozmických javov.

Z hľadiska vedeckých zdôvodnení a moderného modelu Vesmíru vznikli galaxie najskôr v dôsledku pôsobenia gravitačných síl. Hmota sa premenila na kolosálnu univerzálnu vírivku. Centripetálne procesy zabezpečili následnú fragmentáciu oblakov plynu do zhlukov, ktoré sa stali rodiskom prvých hviezd. Protogalaxie s rýchlou periódou rotácie sa časom zmenili na špirálové galaxie. Tam, kde bola rotácia pomalá a pozorovaný bol hlavne proces stláčania hmoty, vznikali nepravidelné galaxie, častejšie eliptické. Na tomto pozadí sa vo Vesmíre odohrali grandióznejšie procesy – vznik superkopy galaxií, ktoré sa navzájom tesne dotýkajú svojimi okrajmi.

Superkopy sú početné skupiny galaxií a zhluky galaxií v rozsiahlej štruktúre vesmíru. V rámci 1 miliardy St. rokov existuje asi 100 superklastrov

Od tej chvíle bolo jasné, že vesmír je obrovská mapa, kde kontinenty sú zhluky galaxií a krajiny sú megagalaxie a galaxie, ktoré vznikli pred miliardami rokov. Každá z formácií pozostáva zo zhluku hviezd, hmlovín, nahromadenia medzihviezdneho plynu a prachu. Celá táto populácia je však iba 1% z celkového objemu univerzálnych formácií. Hlavnú hmotnosť a objem galaxií zaberá temná hmota, ktorej povahu nie je možné zistiť.

Rozmanitosť vesmíru: triedy galaxií

Vďaka úsiliu amerického astrofyzika Edwina Hubbla máme teraz hranice vesmíru a jasnú klasifikáciu galaxií, ktoré ho obývajú. Klasifikácia bola založená na štrukturálnych vlastnostiach týchto obrovských útvarov. Prečo majú galaxie rôzne tvary? Odpoveď na túto a mnohé ďalšie otázky dáva Hubbleova klasifikácia, podľa ktorej sa vesmír skladá z galaxií nasledujúcich tried:

• špirála;
• eliptický;
• nepravidelné galaxie.

Prvé zahŕňajú najbežnejšie útvary, ktoré vypĺňajú vesmír. Charakteristickými znakmi špirálových galaxií je prítomnosť jasne definovanej špirály, ktorá rotuje okolo jasného jadra alebo smeruje ku galaktickému mostu. Špirálové galaxie s jadrom sú označené symbolmi S, zatiaľ čo objekty so stredovou priečkou majú označenie už SB. Do tejto triedy patrí aj naša galaxia Mliečna dráha, v strede ktorej je jadro oddelené svietiacou priečkou.

Typická špirálová galaxia. V strede je jasne viditeľné jadro s mostom, z ktorého koncov vychádzajú špirálové ramená.

Podobné útvary sú roztrúsené po celom vesmíre. Najbližšia špirálová galaxia k nám, Andromeda, je obr, ktorý sa rýchlo približuje k Mliečnej dráhe. Najväčším známym zástupcom tejto triedy je obrovská galaxia NGC 6872. Priemer galaktického disku tohto monštra je približne 522 tisíc svetelných rokov. Tento objekt sa nachádza vo vzdialenosti 212 miliónov svetelných rokov od našej galaxie.

Ďalšou spoločnou triedou galaktických útvarov sú eliptické galaxie. Ich označenie v súlade s Hubblovou klasifikáciou je písmeno E (eliptické). V tvare sú tieto formácie elipsoidy. Napriek tomu, že podobných objektov je vo vesmíre veľa, eliptické galaxie nie sú príliš výrazné. Pozostávajú hlavne z hladkých elips, ktoré sú vyplnené hviezdokopami. Na rozdiel od galaktických špirál, elipsy neobsahujú nahromadenie medzihviezdneho plynu a kozmického prachu, čo sú hlavné optické efekty vizualizácie takýchto objektov.

Typickým predstaviteľom tejto triedy, dnes známym, je eliptická prstencová hmlovina v súhvezdí Lýra. Tento objekt sa nachádza vo vzdialenosti 2100 svetelných rokov od Zeme.

Pohľad na eliptickú galaxiu Centaurus A cez ďalekohľad CFHT

Poslednou triedou galaktických objektov obývajúcich vesmír sú nepravidelné alebo nepravidelné galaxie. Hubbleovo klasifikačné označenie je latinský znak I. Hlavným znakom je nepravidelný tvar. Inými slovami, takéto predmety nemajú jasné symetrické tvary a charakteristický vzor. Takáto galaxia vo svojej podobe pripomína obraz univerzálneho chaosu, kde sa hviezdokopy striedajú s oblakmi plynu a kozmického prachu. V meradle vesmíru sú nepravidelné galaxie častým javom.

Nepravidelné galaxie sú zase rozdelené do dvoch podtypov:

• Nepravidelné galaxie podtypu I majú zložitú nepravidelnú štruktúru, vysoko hustý povrch, ktorý sa vyznačuje jasom. Takýto chaotický tvar nepravidelných galaxií je často výsledkom zrútených špirál. Typickým príkladom takejto galaxie je Veľký a Malý Magellanov mrak;
• Nepravidelné galaxie podtypu II majú nízky povrch, chaotický tvar a nie sú veľmi jasné. V dôsledku poklesu jasu sú takéto útvary v rozľahlosti vesmíru ťažko rozpoznateľné.

Veľký Magellanov oblak je k nám najbližšia nepravidelná galaxia. Oba útvary sú zasa satelitmi Mliečnej dráhy a čoskoro (o 1-2 miliardy rokov) ich môže pohltiť väčší objekt.

Nepravidelná galaxia Veľký Magellanov oblak je satelitom našej galaxie Mliečna dráha.

Napriek tomu, že Edwin Hubble pomerne presne zaradil galaxie do tried, táto klasifikácia nie je ideálna. Viac výsledkov by sme mohli dosiahnuť, keby sme do procesu poznávania Vesmíru zaradili Einsteinovu teóriu relativity. Vesmír je reprezentovaný množstvom rôznych foriem a štruktúr, z ktorých každá má svoje charakteristické vlastnosti a črty. Nedávno sa astronómom podarilo odhaliť nové galaktické útvary, ktoré sú opísané ako prechodné objekty medzi špirálovými a eliptickými galaxiami.

Mliečna dráha je pre nás najznámejšou časťou vesmíru.

Dve špirálové ramená, symetricky umiestnené okolo stredu, tvoria hlavné telo galaxie. Špirály sa zase skladajú z rukávov, ktoré do seba plynule prechádzajú. Na spojnici ramien Strelca a Labute sa nachádza naše Slnko, ktoré sa nachádza od stredu galaxie Mliečna dráha vo vzdialenosti 2,62 10¹⁷ km. Špirály a ramená špirálových galaxií sú zhluky hviezd, ktorých hustota sa zvyšuje, keď sa približujú ku galaktickému stredu. Zvyšok hmoty a objemu galaktických špirál je temná hmota a len malá časť je tvorená medzihviezdnym plynom a kozmickým prachom.

Pozícia Slnka v náručí Mliečnej dráhy, miesto našej galaxie vo Vesmíre

Hrúbka špirál je približne 2 tisíc svetelných rokov. Celý tento poschodový koláč je v neustálom pohybe a otáča sa obrovskou rýchlosťou 200-300 km/s. Čím bližšie k stredu galaxie, tým vyššia je rýchlosť rotácie. Slnku a našej slnečnej sústave bude trvať 250 miliónov rokov, kým urobia úplnú revolúciu okolo stredu Mliečnej dráhy.

Naša galaxia sa skladá z bilióna hviezd, veľkých a malých, superťažkých a stredne veľkých. Najhustejším zhlukom hviezd v Mliečnej dráhe je rameno Strelca. Práve v tejto oblasti je pozorovaná maximálna jasnosť našej galaxie. Opačná časť galaktického kruhu je naopak menej jasná a zle rozlíšiteľná vizuálnym pozorovaním.

Centrálnu časť Mliečnej dráhy predstavuje jadro, ktorého rozmery sú pravdepodobne 1000-2000 parsekov. V tejto najjasnejšej oblasti galaxie je sústredený maximálny počet hviezd, ktoré majú rôzne triedy, svoje vlastné cesty vývoja a vývoja. V podstate ide o staré superťažké hviezdy, ktoré sú v záverečnej fáze hlavnej sekvencie. Potvrdením prítomnosti centra starnutia galaxie Mliečna dráha je prítomnosť veľkého počtu neutrónových hviezd a čiernych dier v tejto oblasti. Stredom špirálového disku akejkoľvek špirálovej galaxie je totiž supermasívna čierna diera, ktorá podobne ako obrovský vysávač nasáva nebeské objekty a skutočnú hmotu.

Supermasívna čierna diera v centrálnej časti Mliečnej dráhy je miestom, kde zomierajú všetky galaktické objekty.

Pokiaľ ide o hviezdokopy, vedcom sa dnes podarilo klasifikovať dva typy zhlukov: sférické a otvorené. Okrem hviezdokôp sa špirály a ramená Mliečnej dráhy, ako každá iná špirálová galaxia, skladajú z rozptýlenej hmoty a temnej energie. V dôsledku Veľkého tresku je hmota vo vysoko riedkom stave, ktorý predstavuje riedky medzihviezdny plyn a prachové častice. Viditeľnú časť hmoty predstavujú hmloviny, ktoré sa zase delia na dva typy: planetárne a difúzne hmloviny. Viditeľná časť spektra hmlovín sa vysvetľuje lomom svetla hviezd, ktoré vyžarujú svetlo vo vnútri špirály všetkými smermi.

Práve v tejto kozmickej polievke existuje naša slnečná sústava. Nie, nie sme jediní v tomto obrovskom svete. Rovnako ako Slnko, mnohé hviezdy majú svoje vlastné planetárne systémy. Celá otázka je, ako odhaliť vzdialené planéty, ak vzdialenosti aj v rámci našej galaxie presahujú dobu existencie akejkoľvek inteligentnej civilizácie. Čas vo vesmíre sa meria podľa iných kritérií. Planéty so svojimi satelitmi sú najmenšie objekty vo vesmíre. Počet takýchto objektov je nevyčísliteľný. Každá z tých hviezd, ktoré sú vo viditeľnom rozsahu, môže mať svoje vlastné hviezdne systémy. Je v našej moci vidieť len najbližšie existujúce planéty k nám. Čo sa deje v susedstve, aké svety existujú v iných ramenách Mliečnej dráhy a aké planéty existujú v iných galaxiách, zostáva záhadou.

Kepler-16b je exoplanéta okolo dvojitej hviezdy Kepler-16 v súhvezdí Labuť

Záver

S iba povrchnou predstavou o tom, ako vesmír vznikol a ako sa vyvíja, človek urobil len malý krok k pochopeniu a pochopeniu rozsahu vesmíru. Grandiózne rozmery a mierky, s ktorými sa dnes vedci musia vysporiadať, naznačujú, že ľudská civilizácia je len okamihom v tomto zväzku hmoty, priestoru a času.

Model vesmíru v súlade s koncepciou prítomnosti hmoty vo vesmíre, berúc do úvahy čas

Štúdium vesmíru siaha od Koperníka až po súčasnosť. Najprv vedci vychádzali z heliocentrického modelu. V skutočnosti sa ukázalo, že kozmos nemá skutočný stred a všetka rotácia, pohyb a pohyb prebieha podľa zákonov Vesmíru. Napriek tomu, že existuje vedecké vysvetlenie prebiehajúcich procesov, univerzálne objekty sú rozdelené do tried, typov a typov, žiadne telo vo vesmíre nie je podobné inému. Veľkosti nebeských telies sú približné, rovnako ako ich hmotnosť. Umiestnenie galaxií, hviezd a planét je podmienené. Ide o to, že vo vesmíre neexistuje súradnicový systém. Pri pozorovaní vesmíru robíme projekciu na celý viditeľný horizont, pričom našu Zem považujeme za nulový referenčný bod. V skutočnosti sme len mikroskopická častica stratená v nekonečných rozlohách vesmíru.

Vesmír je substancia, v ktorej všetky objekty existujú v úzkom vzťahu k priestoru a času

Podobne ako pri väzbe na dimenzie, čas vo vesmíre by sa mal považovať za hlavnú zložku. Pôvod a vek vesmírnych objektov vám umožňuje urobiť si obraz o zrode sveta, zdôrazniť etapy vývoja vesmíru. Systém, s ktorým máme do činenia, je úzko spätý s časovými rámcami. Všetky procesy prebiehajúce vo vesmíre majú cykly - začiatok, formovanie, transformáciu a koniec, sprevádzané smrťou hmotného objektu a prechodom hmoty do iného stavu.

Neuveriteľné fakty

Zamysleli ste sa niekedy nad tým, aký veľký je vesmír?

8. To však nie je nič v porovnaní so Slnkom.

Fotografia Zeme z vesmíru

9. A toto pohľad na našu planétu z Mesiaca.

10. Toto sme my z povrchu Marsu.

11. A toto pohľad na Zem za prstencami Saturna.

12. A toto je slávna fotografia “ Bledomodrá bodka“, kde je Zem fotografovaná z Neptúna, zo vzdialenosti takmer 6 miliárd kilometrov.

13. Tu je veľkosť Zem verzus Slnko, ktorý sa ani úplne nezmestí na fotku.

Najväčšia hviezda

14. A toto Slnko z povrchu Marsu.

15. Ako raz povedal slávny astronóm Carl Sagan, vo vesmíre viac hviezd ako zrniek piesku na všetkých plážach Zeme.

16. Je ich veľa hviezd oveľa väčších ako naše slnko. Len sa pozrite, aké malé je Slnko.

Fotografia galaxie Mliečna dráha

18. Ale nič sa nevyrovná veľkosti galaxie. Ak znížite Slnko do veľkosti leukocytu(biele krvinky) a zmenšiť galaxiu Mliečna dráha pomocou rovnakej mierky, Mliečna dráha by mala veľkosť USA.

19. Je to preto, že Mliečna dráha je jednoducho obrovská. To je miesto, kde sa v ňom nachádza slnečná sústava.

20. Ale vidíme len veľmi malá časť našej galaxie.

21. Ale aj naša galaxia je v porovnaní s ostatnými malinká. Tu Mliečna dráha v porovnaní s IC 1011, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti 350 miliónov svetelných rokov od Zeme.

22. Premýšľajte o tom, na tejto fotografii, ktorú urobil Hubbleov teleskop, tisícky galaxií, z ktorých každá obsahuje milióny hviezd, z ktorých každá má svoje vlastné planéty.

23. Tu je jeden z galaxie UDF 423, ktoré sa nachádzajú vo vzdialenosti 10 miliárd svetelných rokov. Keď sa pozriete na túto fotografiu, pozeráte sa miliardy rokov do minulosti. Niektoré z týchto galaxií vznikli niekoľko stoviek miliónov rokov po Veľkom tresku.

24. Ale nezabudnite, že táto fotografia je veľmi, veľmi malá časť vesmíru. Je to len malá časť nočnej oblohy.

25. Je celkom bezpečné predpokladať, že niekde tam je čierne diery. Tu je veľkosť čiernej diery v porovnaní s obežnou dráhou Zeme.

2.7. Typy základných interakcií vo fyzike

2.8. Pokusy vybudovať teóriu všetkého

Kapitola 3

3.1. Materiálový bodový model a zákony klasickej mechaniky

3.3. Planetárne pohyby a Keplerove zákony

3.4. Zákon gravitácie

3.5. Spojenie zákonov zachovania s vlastnosťami priestoru a času

3.6. Kmity a vlny v prírode a ich popis. Harmonický oscilátor

3.7. Šírenie zvuku v médiách a reakcia tela na zvukové vlny

3.8. Popis vlnových procesov. Druhy a vlastnosti vĺn. Spektrum a jeho analýza

3.9. Dopplerov jav, jeho výskum a význam pre vedu

3.10. Rezonančný jav. Rezonancie v pohybe planét

Kapitola 4

4.1. Teplo, teplota a mechanický ekvivalent tepla

4.2. Pojem „vnútorná energia“. Prvý zákon termodynamiky

4.3. Premena tepelnej energie na mechanickú prácu

4.4. Pojem "entropia". Podstata sporu o „tepelnej smrti vesmíru“

4.5. Začiatky termodynamiky. Entropia a pravdepodobnosť. Boltzmannov princíp

4.6. Mikro a makro premenné v popise systémov. Hlavné modely

4.7. Základy molekulárnej kinetickej teórie a empirické plynové zákony

4.8. Spojenie parametrov plynu s jeho mikroštruktúrou. Maxwellova distribúcia

4.9. Rozloženie častíc plynu vo vonkajšom poli a v atmosfére planét

4.10. Pojem „fluktuácia“ a presnosť merania

4.11. Procesy sú reverzibilné a nezvratné. Princíp lokálnej rovnováhy

Kapitola 5

5.2. Vlnové vlastnosti svetla. Spektrum elektromagnetického žiarenia

5.3. Fenomén mediálneho rozptylu a dôkaz materiálnej jednoty sveta

5.4. Zákony tepelného žiarenia, kríza klasickej teórie a vznik kvantovej hypotézy

5.5. Objav elektrónu a rádioaktivity. Zrod myšlienok o zložitej štruktúre atómu

5.6. Planetárny model štruktúry atómu. Moderná veda a Bohrove postuláty

5.7. Korpuskulárne vlastnosti svetla. Einsteinove fotóny a dôkaz ich reality

5.8. Absorpcia a emisia svetelných kvant. Spontánna a stimulovaná emisia

5.9. Korpuskulárne vlnové vlastnosti hmoty a význam ich objavu

6. kapitola koncepcie interakcií a štruktúr v mikrosvete

6.1. Popis pohybu mikročastíc. Princípy komplementarity a kauzality

6.2. Princípy korešpondencie a neistoty. Úloha prístroja a procesu merania v kvantovej mechanike

6.3. Štruktúra chemických prvkov a pochopenie periodickej tabuľky Mendelejeva

6.4. Rádioaktívne prvky a možnosti premeny prvkov

6.5. Predstavy o štruktúre atómového jadra

6.6. Elementárne častice a problém hľadania "primárnych objektov"

Kapitola 7

7.1. Myšlienka štruktúry molekúl

7.2. Rozvoj predstáv o zložení látok. Zákony stechiometrie

7.3. Vývoj štruktúrnej chémie

7.4. Štruktúra látok v rôznych stavoch agregácie

7.5. Štruktúra a vlastnosti kovov

7.6. Štruktúra a jedinečné vlastnosti vody

7.7. Štruktúra a vlastnosti atómu uhlíka, ktoré určili jeho úlohu v prírode

Kapitola 8

8.2. Reťazové reakcie a voľné radikály

8.3. Vlastnosti rozpúšťania rôznych látok vo vode

8.4. Procesy difúzie a osmózy, ich úloha v bunkových membránach

8.5. Pojmy fázy a fázového prechodu. Fázové prechody prvého a druhého druhu

8.6. Supratekutosť a supravodivosť

8.7. Vznik samoorganizácie v nerovnovážnych systémoch. Koncept spätnej väzby

Kapitola 9

9.2. Hviezdy, ich vlastnosti a vývoj

9.3. Premenné hviezdy a ich vývoj. Záverečné fázy vývoja hviezd a Slnka

9.4. Galaxia, jej tvar a štruktúra. Slnečná sústava v galaxii

9.5. Rozmanitosť sveta galaxií. Obsah a význam Hubbleovho zákona

9.6. Scenár stacionárneho vesmíru a "kozmológia veľkého tresku"

9.7. Zrodenie častíc podľa moderného modelu vývoja vesmíru

9.8. Model inflačného vesmíru. Vznik rozsiahlych nehomogenít vo vesmíre

Kapitola 10

10.2. Vznik malých telies slnečnej sústavy, Mesiaca a Zeme. Pohyby Zeme, štruktúra geosfér a štúdium procesov

10.3. Prevalencia a cykly chemických prvkov na Zemi

10.4. Modely vzhľadu geologických štruktúr na povrchu Zeme

10.5. Geologická časová os vývoja Zeme

10.6. Samoorganizácia pri formovaní planét a interakcia geosfér

Kapitola 11

11.2. Základné vlastnosti živej hmoty

11.3. Úrovne organizácie voľne žijúcich živočíchov na Zemi

11.4. Molekulárno-genetická úroveň organizácie živej hmoty. Štruktúra a štruktúra makromolekúl bielkovín

11.5. Stanovenie štruktúry a štruktúry molekúl DNA a RNA

11.6. Molekulárne mechanizmy genetickej reprodukcie, syntézy a variácie bielkovín

11.7. Molekulárny mechanizmus metabolických a energetických procesov

11.8. Molekulárne základy pre reprodukciu genetickej informácie a komunikáciu medzi bunkami

Kapitola 12

12.2. Štruktúra a funkcie hlavných organel bunky

12.3. Funkcie bunkových membrán. Práca "iónovej pumpy"

12.4. Procesy fotosyntézy a bunkového dýchania

12.6. Koncept neodarvinizmu a syntetická evolučná teória

12.7. Pojmy mikro- a makroevolúcie. Prirodzený výber je hlavným faktorom evolúcie

12.8. Hlavné hypotézy pôvodu živ

12.9. Koncept pôvodu živých podľa Oparin-Haldaneovej hypotézy

12.10. Moderné hodnotenie konceptu biochemickej evolúcie v biológii

Kapitola 13

13.2. Poriadok a chaos vo veľkých systémoch. Koncept fraktálu

13.3. Prahový charakter samoorganizácie a koncept teórie katastrof

13.4. Matematické zákony evolúcie. Koncept bifurkácie

13.5. Synergetika – nová vedecká metóda

13.6. evolučná chémia. Vznik poriadku v chemických reakciách

13.7. Vznik samoorganizácie v morfogenéze

13.8. Modelovanie vzťahov medzi trofickými úrovňami v biocenózach

13.9. Prvky teórie samoorganizovanej kritickosti

Kapitola 14

14.2. Rozloženie slnečnej energie na Zemi. Biotický cyklus

14.3. Vzťahy medzi organizmami v ekosystéme

14.4. Samoorganizácia pri tvorbe klímy

14.5. Koncepcie vývoja flóry a fauny

14.6. Človek je kvalitatívne nová etapa vo vývoji biosféry

14.7. Koncepty koevolúcie a noosféry

14.8. Prírodovedný obraz sveta a sociálne myslenie

Záver

Bibliografia

Kapitola 4. Pojmy klasickej termodynamiky

Kapitola 5

Kapitola 6. Koncepty interakcií a štruktúr v mikrosvete208

Kapitola 7

Kapitola 8

Kapitola 9

Kapitola 10

Kapitola 11

Kapitola 12. Ontogenetická úroveň organizácie života.

Kapitola 13

Kapitola 14

Dubnishcheva Tatyana Yakovlevna

Návod

2.2. Stupnice vzdialeností vo vesmíre. Metódy na odhadovanie veľkostí a vzdialeností

Nekonečnosť a rozľahlosť Vesmíru vyvolávajú pocit obdivu a úžasu.

Takže nemecký fyzik, vynálezca vzduchového čerpadla, ktorý ukázal existenciu tlaku vzduchu (experiment s „magdeburskými hemisférami“) a študoval mnohé z jeho vlastností, O. von Guericke pripravil experimenty, aby dokázal, že vesmír je prázdny, všadeprítomný a nekonečný. To odporovalo vede zo začiatku 17. storočia. Napísal, že v snahe poznať štruktúru sveta ho v prvom rade šokovala nepredstaviteľná miera

Vesmír. Bola to ona, ktorá v ňom vzbudila strašidelnú túžbu zistiť, čo sa to šíri medzi nebeskými telesami: „Čo to v podstate je? Ale obsahuje všetko a dáva miesto pre bytie a existenciu. Možno je to nejaká ohnivá nebeská hmota, pevná (ako tvrdili Aristotelovci), tekutá (ako si myslia Koperník a Tycho Brahe) alebo nejaká priehľadná piata esencia? Alebo je priestor oslobodený od akejkoľvek hmoty, t.j. je tu neustále popieraná prázdnota.

Vzdialenosti vo svete hviezd sa merajú vo svetelných rokoch (1 svetelný rok ≈ 9,5 10 12 km), alebo v parsekoch (1 ks = 3,26 svetelných rokov = 206 265 AU = 3,1 10 16 m). Vzdialenosť od Zeme k Slnku v 1 AU (astronomická jednotka) ≈ 150 miliónov km, jej svetlo prekoná za 8,5 minúty. Mesiac je vo vzdialenosti asi 1 sv. s, čiže 384 tisíc km, čiže 60 polomerov Zeme. Priemer slnečnej sústavy je niekoľko svetelných hodín a najbližšia hviezda (Proxima zo súhvezdia Kentaurus) je vo vzdialenosti asi 4 svetelných hodín. rokov.

V staroveku mali rôzne národy rôzne predstavy o Zemi a jej tvare. Hinduisti si teda Zem predstavovali ako lietadlo ležiace na chrbtoch slonov; obyvatelia Babylonu - v podobe hory, na západnom svahu ktorej je Babylonia; Židia - vo forme roviny atď. Ale v každom prípade sa verilo, že na nejakom mieste je nebeská kupola spojená so zemskou nebeskou klenbou. Veda o Zemi, geografia, vďačí za svoj vzhľad a vývoj starým Grékom, ktorí predstavovali svet vo forme okrúhleho koláča s Gréckom v strede. Hecateus z Milétu dokonca vypočítal jeho priemer - 8000 km. Pre našich vzdialených predkov mala orientácia v priestore veľký význam. Objednávka poskytla bezpečnosť.

V Mezopotámii a Egypte bolo pozorovanie oblohy výsadou kňazov a spájalo sa s astrológiou. Ľudia si všimli, že planéty sa pohybujú na pozadí hviezd (z gréčtiny. planetes - putovanie). Začali vytvárať modely svetového priestoru obklopujúceho človeka, modely sveta. Človek a následne aj naša Zem boli umiestnení do stredu sveta. Takáto distingvovaná pozícia človeka zodpovedala predstavám pozorovateľa. Aristoteles zdôvodnil takýto systém prírodno-filozofickým spôsobom: predstavoval kozmos ako veľké množstvo vzájomne prepojených hmotných sfér, z ktorých každá sa riadi vlastnými zákonmi. Nevedel vysvetliť zjavný pohyb nebeských telies z východu na západ a obmedzil sa na konštatovanie: "Príroda vždy realizuje tie najlepšie možnosti." Ďalší Platónov študent, Eudoxus, sa pokúsil nájsť kinematiku planét na základe hypotézy pohybu po ideálnej krivke – kružnici. Aby to urobil, musel vybrať rýchlosti a smery pohybu troch (a potom siedmich) sfér, aby opísal zdanlivý pohyb Slnka a Mesiaca, a 26 sfér pre planéty. Už Aristoteles používal 56 gúľ a matematik Apollonius navrhol teóriu epicyklov: planéta sa pohybuje po kruhovej dráhe, ktorej stred opisuje kruh okolo Zeme. Tento systém vyvinul známy astronóm Hipparchos, ktorý zostavil prvý katalóg 850 hviezd, identifikoval súhvezdia a objavil precesiu zemskej osi. Je považovaný za jedného zo zakladateľov astronómie. U Aristotela nie je všetko

nebeské pohyby sa vyskytovali pozdĺž ideálnych trajektórií, zatiaľ čo na Zemi sú zákony pohybu odlišné. Názory Aristotela boli kanonizované cirkvou a pretrvali takmer 20 storočí.

Geocentrický systém sveta(slnečnej sústavy) sa spája s alexandrijským astronómom Ptolemaiom, ktorý zhrnul myšlienky, ktoré existovali pred ním. Podľa Ptolemaiovho modelu, stanoveného v jeho diele "Almagest" ("Veľká stavba"), sa Mesiac, Merkúr, Venuša, Slnko, Mars, Jupiter, Saturn a obloha stálic pohybujú po sférickej a nehybnej Zemi. Sféra stálic je obklopená príbytkom blahoslavených, kde je umiestnený „hlavný strojca“. Stredy pohybujúcich sa svietidiel sa pohybujú v kružniciach excentrických vzhľadom na Zem. Pre planéty musel byť zavedený systém kruhov – epicyklov. Systém bol ťažkopádny a s nahromadením materiálu sa ešte viac skomplikoval, no pri prvom priblížení pomohol pochopiť astronomické javy. Geocentrický systém bol dlhé stáročia považovaný za jediný pravdivý – bol v súlade s biblickým popisom stvorenia sveta. Až v období renesancie sa začal iný vývoj myslenia.

heliocentrický systém(z gréčtiny. helios - slnko) sa spája s menom poľského vedca N. Kopernika. Oživil hypotézu pythagorejského Aristarcha zo Samosu o štruktúre sveta: Zem ustúpila stredu Slnka a ukázala sa ako tretia v poradí medzi planétami rotujúcimi po kruhových dráhach. Kopernik zložitými matematickými výpočtami vysvetlil zvláštne viditeľné pohyby, rozdielne pre vonkajšie (Mars, Jupiter, Saturn) a vnútorné (Merkúr, Venuša) planéty, ich pohybmi okolo Slnka. Vo svojej knihe O revolúciách nebeských sfér (1543) tvrdil, že planéty sú satelitmi Slnka. Keď Zem, ktorá sa pohybuje okolo Slnka, predbieha inú planétu alebo za ňou zaostáva, zdá sa nám, že planéty sa pohybujú tam a späť. Kopernikovo učenie zasadilo ranu Autor: prevládajúce predstavy o štruktúre Sveta a mal revolučný význam pre ďalší rozvoj vedy ako celku. Zničil rozdiel v zákonoch pohybu na nebi a na Zemi a nastolil myšlienku jednoty sveta. Ako povedal A. Einstein, Kopernik „volal človeka k skromnosti“. 73 rokov po Kopernikovej smrti a vydaní knihy ju cirkev zakázala a až v roku 1828 bol tento zákaz zrušený. Kopernik ale stále predpokladal existenciu stredu Vesmíru, do ktorého umiestnil Slnko a tento nedostatok teórie už napravili iní. Takže jedným z prvých, kto obhajoval Kopernikovo učenie (ústredným miestom je Slnko, nie Zem), bol J. Bruno, ktorý považoval Vesmír za nekonečný s množstvom sĺnk a planét.

Rotáciu Zeme okolo Slnka dokazuje prítomnosť ročnej paralaxy hviezd a jej rotáciu okolo svojej osi dokazuje udržiavaním smeru kmitania Foucaultovho kyvadla.

Veľkosti planét sú určené starostlivým pozorovaním ich pohybu. Takže Merkúr - planéta najbližšie k Slnku - je vždy blízko neho, pri pohľade zo Zeme môže byť jeho odchýlka (maximálne predĺženie) až 23 °, zatiaľ čo pre Venušu (druhá planéta od Slnka) - 43 - 48 °. Polomer obežnej dráhy Merkúra je približne 0,38 A polomer zemskej obežnej dráhy, kde a = 1a. e., a Venuša - 0,7 a. e.

Eratosthenes odhadol veľkosť Zeme prekvapivo presne už v 2. storočí pred Kristom. BC meranie uhlovej odchýlky Slnka od zenitu v Alexandrii na 7 ° 30", zatiaľ čo v Syene (moderný Asuán) to bolo na zenite. Zároveň 7 ° 30" predstavovalo taký zlomok 360 °, čo je vzdialenosť 800 km medzi mestami od celkového obvodu Zeme. Dostal teda túto dĺžku – 40 000 km, teraz 40 075,696 km (obr. 2.1). Keďže je to rovné 2 π R , určil polomer Zeme na 6400 km (v geodézii sa táto metóda nazýva periangulačná metóda).

S proporciami môžete tiež zostaviť približný diagram slnečnej sústavy. Ak chcete získať absolútne hodnoty vzdialeností v ňom, musíte poznať polomer obežnej dráhy aspoň jednej planéty. Dá sa určiť pomocou radaru. Teraz sú všetky vzdialenosti určené celkom presne a rôznymi metódami. Pri radarovej metóde sa na skúmaný objekt vysiela silný krátkodobý elektromagnetický impulz a potom sa prijíma odrazený signál. Rýchlosť šírenia elektromagnetických vĺn vo vákuu c = 299 792 458 m/s. Ak presne zmeriate čas, za ktorý signál dosiahol objekt a späť, potom je ľahké vypočítať požadovanú vzdialenosť. Radarové pozorovania umožňujú s veľkou presnosťou určiť vzdialenosti k nebeským telesám slnečnej sústavy.

Témy. Touto metódou boli spresnené vzdialenosti k Mesiacu, Venuši, Merkúru, Marsu a Jupiteru.

Paralaxa- uhlové posunutie predmetu, ktorým možno charakterizovať vzdialenosť k nemu. Z praktických skúseností je známe, že rýchlosť zmeny smeru k objektu počas pohybu pozorovateľa je tým menšia, čím je objekt od pozorovateľa ďalej. Metóda geometrickej paralaxy (triangulácie) umožňuje merať vzdialenosť v makrokozme pomocou teorém euklidovskej geometrie (obr. 2.2, Obr. A). Fenomén geometrickej paralaxy je základom stereoskopického videnia u ľudí a zvierat. Paralaxová metóda určuje vzdialenosť k najbližším planétam (obr. 2.2, b). Posun môžete zaznamenať aj vtedy, keď sa pozorovateľ pohybuje vplyvom každodenného pohybu Zeme, akoby sa presunul zo stredu Zeme do bodu rovníka, z ktorého sa planéta zdá byť na horizonte. Uhol, pod ktorým svietidlá vidia rovníkový polomer Zeme, kolmý na priamku pohľadu, sa nazýva denná paralaxa. Priemerná denná paralaxa Slnka je 8,794", Mesiac - 57,04".

Metóda geometrickej paralaxy je vhodná aj na určenie vzdialeností k najbližším hviezdam, ak sa za základ použije priemer zemskej dráhy, nie polomer Zeme. Umožňuje odhadnúť vzdialenosť až do 100 sv. rokov (obr. 2.2, V). Výročnýparalaxa hviezdy sú uhol (Komu), o ktorý sa zmení smer k hviezde, ak sa pozorovateľ presunie zo stredu Slnečnej sústavy na obežnú dráhu Zeme v smere kolmom na smer k hviezde. Inými slovami, toto je uhol, pod ktorým je z hviezdy viditeľná hlavná poloos zemskej obežnej dráhy, ktorá sa nachádza kolmo na zornú líniu (obr. 2.2, G). S ročná paralaxa je tiež spojená s hlavnou jednotkou merania vzdialeností medzi hviezdami - parsek(z paralaxy a sekundy): 1 ks \u003d \u003d 206 265 a. e. = 3,263 St. rokov \u003d 3,086 10 16 m. Hviezda k nám najbližšia, Proxima Centauri, v i = 0,762 "je vo vzdialenosti 1,31 pc, Alfa rovnakého súhvezdia Kentaurus vo vzdialenosti i \u003d 0,751" "je vo vzdialenosti 1,33 pc a slávna hviezda Sirius (Alpha Canis Major) je 0,375" a 2,66 pc.

Aj keď je priemer zemskej dráhy 3-10 11 m, kvôli obrovskej vzdialenosti od hviezd je dosť ťažké merať uhly. Každých šesť mesiacov sa obloha fotografuje jedným ďalekohľadom. Pri prekrývaní fotografií sa obrazy väčšiny hviezd navzájom zhodujú, ale pre najbližšie hviezdy budú posunuté. Pomer tohto malého posunu k ohniskovej vzdialenosti ďalekohľadu poskytne rovnaký uhol ako pomer základne k vzdialenosti k hviezde. Posun obrazu pre najbližšiu hviezdu je približne 1" pri ohniskovej vzdialenosti 10 m a na fotografickej platni bude 50 10 -6 m alebo 50 mikrónov, čo sa dá zmerať iba pod mikroskopom. Hviezda najbližšie k Slnku v súhvezdí Kentaurus je vo vzdialenosti 4,3 svetelných rokov, 272 000-krát ďalej ako Zem.

Ryža. 2.2. Triangulačná metóda:

A- určenie vzdialeností k lodi (na návrh Thalesa); b- určenie vzdialenosti k Marsu (v jednotkách polomeru Zeme); V- určenie vzdialeností k blízkym hviezdam (ročná paralaxa); G- určovanie vzdialeností k vzdialeným hviezdam (ročná paralaxa). (1 AU = = 1,5 10 11 m)

Keď neexistovali nástroje na presné určenie uhlov, použila sa táto metóda. Ak z dvoch rovnako jasných telies je jedno vo vzdialenosti 1-krát väčšej ako druhé, potom sa blízke teleso javí ako v P 2 krát svetlejšie. Napríklad Slnko je 10-krát na druhú jasnejšie ako Sírius, takže Sírius je miliónkrát ďalej od Zeme ako Slnko. Jasnosť iných hviezd možno porovnať podľa rovnakého pravidla s jasnosťou Síria atď. Sirius má asi 10 sv. rokov.

Z rozloženia hviezd Autor: z oblohy vyplýva, že tvoria kruhový kotúč 10 5 sv. rokov, keďže jasnosť najslabších hviezd je asi 10 8-krát menšia ako jasnosť Síria. Hrúbka tohto disku je asi 10 4 St. rokov. Priemerná vzdialenosť medzi hviezdami v Galaxii je asi 10 sv. rokov, teda priemerný počet hviezd – 50 miliárd.Keď sa pozrieme smerom do stredu Galaxie, vidíme obrovský zhluk hviezd – Mliečnu dráhu. Slnko sa nachádza vo vzdialenosti asi 2/3 od stredu k okraju Galaxie v jednom z jej ramien. Zo slabých hviezd Mliečnej dráhy putuje svetlo na Zem desiatky tisíc rokov – sú od nás tak ďaleko. Väčšina hviezd v Mliečnej dráhe je neviditeľná voľným okom, aj keď mnohé z nich sú biele a modro-biele obrie hviezdy, ktoré vyžarujú energie desaťtisíckrát väčšie ako Slnko, typický žltý trpaslík s povrchovou teplotou 6000 K. Pre pozemského pozorovateľa sú špirálové ramená rovníkovej galaxie, rovníkový pás galaxie, premietané ako jasný pás galaxie Wag z gréckej galaxie. galaktikos - mliečny, mliečny).

Ostatné galaxie sú viditeľné v ďalekohľadoch ako malé hmlisté škvrny a nazývajú sa hmloviny. Ako určiť vzdialenosť k nim? Celková jasnosť hmloviny Andromeda je približne rovnaká ako jasnosť hviezdy nachádzajúcej sa vo vzdialenosti 10 ly. rokov. Pomocou výkonných ďalekohľadov sa zistilo, že v iných galaxiách je približne rovnaký počet hviezd ako v Mliečnej dráhe. To znamená, že táto hmlovina je 50 miliárd krát jasnejšia ako jednotlivá hviezda v Galaxii a vzdialenosť k nej by mala byť oveľa väčšia ako k jednotlivým hviezdam, t.j. súčin tohto čísla o 10 sv. rokov, čiže asi 2 milióny sv. rokov. Tento hrubý odhad zhruba zodpovedá tomu, čo poskytujú iné metódy. Vzdialenosť od Galaxie po hmlovinu Andromeda je 20-násobkom priemeru Galaxie, teda svetla, ktoré z nej vychádza a ktoré teraz vidíme, opustilo túto Galaxiu, keď na Zemi ešte neboli žiadni ľudia, ale život sa už začal.

Vzdialenosti k najbližším galaxiám sa určujú meraním relatívnej jasnosti na základe zákona poklesu intenzity bodového zdroja v pomere k druhej mocnine vzdialenosti. Pre veľké vzdialenosti sa už nedá nájsť vhodný základ, a preto sa využívajú vlastnosti svetla a závislosť frekvencie svetla od rýchlosti vyžarujúceho objektu (Dopplerov jav). Tieto vzdialené galaxie sú ostrovné vesmíry, z ktorých každý obsahuje miliardy hviezd.

Keďže prevažná väčšina nám známych hviezd je príliš ďaleko na to, aby k nim metóda paralaxy vypočítala vzdialenosť, museli byť vynájdené iné metódy. Jeden z nich vychádza zo štúdie cefeid, bežný a veľmi dôležitý typ fyzikálne premenných hviezd. Cefeidy sú nestacionárne pulzujúce hviezdy, ktoré sa periodicky rozširujú a zmršťujú a menia svoju jasnosť. Medzi obdobím pulzácií cefeíd a ich svietivosťou existuje vzťah nazývaný „perióda-svietivosť“. Tým môžete

určte svietivosť a vypočítajte vzdialenosť cefeidy, ak je z pozorovania známa zdanlivá jasnosť a perióda zmeny jasnosti cefeidy. Cefeidy sú viditeľné z veľkých vzdialeností a ich detekciou vo vzdialených hviezdnych sústavách je možné určiť vzdialenosť k týmto sústavám.

V 20. rokoch. 20. storočie Americký astronóm E. Hubble pomocou fotografií hmloviny Andromeda získaných najväčším ďalekohľadom tej doby zmeral charakteristiky jednotlivých hviezd a poskytol niekoľko nezávislých odhadov vzdialenosti k nej. Tak dokázal, že hmlovina Andromeda je mimo Mliečnej dráhy. Potom Hubble preskúmal vesmír do obrovskej vzdialenosti - 500 miliónov sv. rokov. Hoci sa ukázalo, že nie všetky objavené hmloviny sú galaxie, vedec v tejto oblasti identifikoval až 100 miliónov ďalších galaxií. V súčasnosti boli vo vesmíre objavené galaxie rôznych typov a ich počet je približne 10 miliárd.

Vo vede sa robia kvantitatívne porovnania, a preto sú merania dôležité. Meranie- ide o definíciu neznámej veličiny známou ustálenou mernou jednotkou. Homogenita a izotropia priestoru určujú schopnosť merať vzdialenosti pomocou jediného štandardu dĺžky. Vzdialenosť medzi dvoma bodmi sa nazýva dĺžka úseku spájajúceho tieto body. Merania etalónom vyžadujú priamy kontakt s bodmi, medzi ktorými sa meria vzdialenosť. S výnimkou najjednoduchších prípadov meraní (pomocou pravítka alebo meracej pásky) je táto metóda založená na kinematike - časti mechaniky, ktorá poskytuje matematický popis všetkých druhov mechanického pohybu bez ohľadu na dôvody, ktoré zabezpečujú realizáciu každého konkrétneho typu pohybu.

Na meranie dĺžky vo fyzike využívajú metrický systém, ktorý sa historicky vyvíjal a spája sa s obdobím Francúzskej revolúcie. Na začiatku meter bola definovaná ako jedna desaťmilióntina vzdialenosti od rovníka k severnému pólu pozdĺž poludníka prechádzajúceho Parížom. V roku 1889 bol meter oficiálne definovaný ako vzdialenosť medzi dvoma rovnobežnými značkami vyrobenými na platino-irídiovej tyči. Skladuje sa za prísne definovaných podmienok v Medzinárodnom úrade pre miery a váhy v Sevres na predmestí Paríža. Pomocou presného mikroskopu je možné porovnávať dĺžku tela s referenčným metrom s chybou až 2 10 -7. Táto presnosť je určená hrúbkou značiek. V roku 1961 bola ako štandard vlnovej dĺžky prijatá vlnová dĺžka oranžového svetla vyžarovaného izotopom Kr-86 vo vákuu. Presne 1 m je 1 650 763,73 vlnových dĺžok Kr-86. V roku 1983 bola na XVII. Janovskej konferencii o váhach a mierach prijatá nová definícia metra: "Meter je dĺžka dráhy, ktorú prejde svetlo vo vákuu za 1/299792458 sekundy."

V mikrokozme sa vzdialenosti merajú pomocou javov difrakcie fotónových lúčov alebo iných elementárnych častíc na kryštálových mriežkach. Ako štandard v tomto

V tomto prípade vychádza vlnová dĺžka, ktorá v súlade s princípmi vlnovo-časticovej duality popisuje správanie sa častíc v zväzku. V mikrosvete sa používajú jednotky dĺžky 1 µm = = 10 -6 m; 1 nm \u003d 10 -9 m. Vlnová dĺžka červenej je 720 nm a fialovej je 430 nm. Veľkosť prachovej častice je 10 -4 m, priemer molekuly DNA je 2 10 -9 m, atóm vodíka je 3 10 -11 m.

Ak by si profesionálni astronómovia neustále a hmatateľne predstavovali obludnú veľkosť kozmických vzdialeností a časových intervalov vývoja nebeských telies, len ťažko by mohli úspešne rozvíjať vedu, ktorej zasvätili svoj život. Časopriestorové škály, ktoré poznáme z detstva, sú v porovnaní s kozmickými škálami také bezvýznamné, že keď príde na vedomie, doslova vyráža dych. Astronóm, ktorý sa zaoberá nejakým problémom vesmíru, buď rieši určitý matematický problém (najčastejšie to robia špecialisti na nebeskú mechaniku a teoretickí astrofyzici), alebo zdokonaľuje prístroje a metódy pozorovania, alebo si vo svojej predstavivosti, vedome či nevedome, postaví nejaký malý model skúmaného vesmírneho systému. V tomto prípade je najdôležitejšie správne pochopenie relatívnych rozmerov skúmaného systému (napríklad pomer rozmerov častí daného vesmírneho systému, pomer rozmerov tohto systému a iných podobných alebo rozdielnych, atď.) a časových intervalov (napríklad pomer rýchlosti daného procesu k rýchlosti iného).

Jeden z autorov tohto článku urobil pomerne veľa práce napríklad na slnečnej koróne a Galaxii. A vždy sa mu zdali nepravidelného tvaru ako guľovité telesá približne rovnakej veľkosti - niečo okolo 10 cm... Prečo 10 cm? Tento obraz vznikol podvedome, jednoducho preto, že autor príliš často, premýšľajúc o tej či onej problematike slnečnej alebo galaktickej fyziky, kreslil do obyčajného notebooku (v škatuli) obrysy predmetov svojich myšlienok. Kreslil, snažil sa držať stupnice javov. Na jednu veľmi zvedavú otázku bolo napríklad možné nakresliť zaujímavú analógiu medzi slnečnou korónou a galaxiou (alebo skôr takzvanou „galaktickou korónou“). Autor samozrejme veľmi dobre vedel, takpovediac „intelektuálne“, že rozmery galaktickej koróny sú stovky miliárd krát väčšie ako rozmery slnečnej. Ale v tichosti na to zabudol. A ak v mnohých prípadoch veľké rozmery galaktickej koróny nadobudli nejaký zásadný význam (stalo sa to), formálne a matematicky sa to zohľadnilo. A napriek tomu sa vizuálne obe „koruny“ zdali rovnako malé ...

Ak by sa autor pri tvorbe tejto práce oddával filozofickým úvahám o ohromnosti veľkosti Galaxie, o nepredstaviteľnej vzácnosti plynu, ktorý tvorí galaktickú korónu, o bezvýznamnosti našej malej planéty a našej vlastnej existencie a o iných rovnako korektných témach, práca na problémoch slnečnej a galaktickej koróny by sa automaticky zastavila.

Nech mi čitateľ odpustí túto „lyrickú odbočku“. Nepochybujem, že ostatní astronómovia mali rovnaké myšlienky, keď pracovali na svojich problémoch. Zdá sa mi, že niekedy je užitočné zorientovať sa v „kuchyni“ vedeckej práce...

Ešte relatívne nedávno sa človeku zdala zemeguľa obrovská. Odvážnym Magellanovým spoločníkom trvalo viac ako tri roky, kým pred takmer poltisíc rokmi podnikli prvú cestu okolo sveta za cenu neuveriteľných útrap. Od čias, keď vynaliezavý hrdina sci-fi románu Julesa Verna podnikol s využitím najnovších technologických výdobytkov tej doby cestu okolo sveta za 80 dní, uplynulo niečo vyše 100 rokov. A ubehlo len o niečo menej ako 50 rokov od tých pamätných dní pre celé ľudstvo, keď prvý sovietsky kozmonaut Gagarin obletel zemeguľu na legendárnej lodi Vostok za 89 minút. A myšlienky ľudí sa nedobrovoľne obrátili na obrovské rozlohy vesmíru, v ktorých sa stratila malá planéta Zem ...

1 parsek (ks) sa rovná 3,26 svetelným rokom. Parsek je definovaný ako vzdialenosť, z ktorej je viditeľný polomer zemskej obežnej dráhy pod uhlom 1 sekundy. oblúky. Toto je veľmi malý uhol. Stačí povedať, že pod týmto uhlom je jednokopecká minca viditeľná zo vzdialenosti 3 km.

Žiadna z hviezd - najbližších susedov slnečnej sústavy - nie je k nám bližšie ako 1 ks. Napríklad spomínaná Proxima Centauri je od nás odstránená na vzdialenosť cca 1,3 ks. V mierke, v ktorej sme zobrazili slnečnú sústavu, to zodpovedá 2 000 km. To všetko dobre ilustruje veľkú izoláciu našej slnečnej sústavy od okolitých hviezdnych sústav, niektoré z týchto sústav s ňou môžu mať veľa podobností.

Ale hviezdy obklopujúce Slnko a samotné Slnko tvoria len zanedbateľnú časť gigantického kolektívu hviezd a hmlovín, ktorý sa nazýva „Galaxia“. Tento zhluk hviezd vidíme za jasných bezmesačných nocí ako pás Mliečnej dráhy prechádzajúci oblohou. Galaxia má pomerne zložitú štruktúru. V prvom, najhrubšom priblížení môžeme predpokladať, že hviezdy a hmloviny, ktoré ho tvoria, vypĺňajú objem, ktorý má tvar vysoko stlačeného rotačného elipsoidu. V populárnej literatúre sa tvar Galaxie často prirovnáva k bikonvexnej šošovke. V skutočnosti je všetko oveľa komplikovanejšie a nakreslený obrázok je príliš hrubý. V skutočnosti sa ukazuje, že rôzne typy hviezd sú sústredené do stredu Galaxie a do jej „rovníkovej roviny“ úplne odlišným spôsobom. Napríklad plynné hmloviny, ako aj veľmi horúce hmotné hviezdy, sú silne sústredené smerom k rovníkovej rovine Galaxie (na oblohe táto rovina zodpovedá veľkému kruhu prechádzajúcemu centrálnymi časťami Mliečnej dráhy). Zároveň nevykazujú výraznú koncentráciu smerom ku galaktickému stredu. Na druhej strane niektoré typy hviezd a hviezdokôp (tzv. „guľové hviezdokopy“) nevykazujú takmer žiadnu koncentráciu smerom k rovníkovej rovine Galaxie, ale vyznačujú sa obrovskou koncentráciou smerom k jej stredu. Medzi týmito dvoma extrémnymi typmi priestorového rozloženia (ktoré astronómovia nazývajú „ploché“ a „sférické“) sú všetky prechodné prípady. Ukazuje sa však, že hlavná časť hviezd v Galaxii sa nachádza v obrovskom disku, ktorého priemer je asi 100 tisíc svetelných rokov a hrúbka je asi 1 500 svetelných rokov. Na tomto disku je o niečo viac ako 150 miliárd hviezd rôznych typov. Jednou z týchto hviezd je aj naše Slnko, ktoré sa nachádza na periférii Galaxie v blízkosti jej rovníkovej roviny (presnejšie „len“ vo vzdialenosti asi 30 svetelných rokov – hodnota dosť malá v porovnaní s hrúbkou hviezdneho disku).

Vzdialenosť od Slnka k jadru Galaxie (alebo jej stredu) je asi 30 tisíc svetelných rokov. Hustota hviezd v Galaxii je veľmi nerovnomerná. Najvyššia je v oblasti galaktického jadra, kde podľa najnovších údajov dosahuje 2-tisíc hviezd na kubický parsek, čo je takmer 20-tisíckrát viac ako je priemerná hustota hviezd v okolí Slnka. Okrem toho majú hviezdy tendenciu vytvárať samostatné skupiny alebo zhluky. Dobrým príkladom takéhoto zoskupenia sú Plejády, ktoré sú viditeľné na našej zimnej oblohe.

Galaxy obsahuje aj konštrukčné detaily v oveľa väčšom meradle. Štúdie ukázali, že hmloviny, rovnako ako horúce masívne hviezdy, sú rozmiestnené pozdĺž vetiev špirály. Špirálová štruktúra je obzvlášť dobre viditeľná v iných hviezdnych sústavách - galaxiách (s malým písmenom, na rozdiel od našej hviezdnej sústavy - Galaxie). Ukázalo sa, že vytvorenie špirálovej štruktúry Galaxie, v ktorej sa nachádzame, je mimoriadne ťažké.

Hviezdy a hmloviny v Galaxii sa pohybujú pomerne zložitým spôsobom. V prvom rade sa podieľajú na rotácii Galaxie okolo osi kolmej na jej rovníkovú rovinu. Táto rotácia nie je rovnaká ako rotácia pevného telesa: rôzne oblasti Galaxie majú rôzne doby rotácie. Slnko a hviezdy, ktoré ho obklopujú, v obrovskej oblasti s veľkosťou niekoľkých stoviek svetelných rokov urobia úplnú revolúciu za približne 200 miliónov rokov. Odkedy Slnko spolu s rodinou planét zjavne existuje už asi 5 miliárd rokov, počas svojho vývoja (od svojho zrodu z plynnej hmloviny až po súčasný stav) urobilo okolo osi rotácie Galaxie asi 25 otáčok. Dá sa povedať, že vek Slnka je len 25 „galaktických rokov“, povedzme si na rovinu – kvitnúci vek...

Rýchlosť pohybu Slnka a jeho susedných hviezd po ich takmer kruhových galaktických dráhach dosahuje 250 km/s. Tento pravidelný pohyb okolo galaktického jadra je prekrývaný chaotickými, nepravidelnými pohybmi hviezd. Rýchlosti takýchto pohybov sú oveľa nižšie - asi 10-50 km/s a sú rôzne pre objekty rôznych typov. Horúce masívne hviezdy majú najmenšiu rýchlosť (6-8 km/s), hviezdy slnečného typu majú okolo 20 km/s. Čím nižšie sú tieto rýchlosti, tým „plochejšie“ je rozloženie tohto typu hviezd.

V mierke, ktorú sme použili na vizualizáciu slnečnej sústavy, by rozmery Galaxie boli 60 miliónov km – hodnota, ktorá je už dosť blízka vzdialenosti od Zeme k Slnku. Z toho je zrejmé, že keď človek preniká do stále vzdialenejších oblastí vesmíru, táto mierka už nie je vhodná, pretože stráca viditeľnosť. Preto zvolíme inú mierku. Zmenšme mentálne obežnú dráhu Zeme na veľkosť najvnútornejšej dráhy atómu vodíka v klasickom Bohrovom modeli. Pripomeňme si, že polomer tejto obežnej dráhy je 0,53 x 10 -8 cm. Potom bude najbližšia hviezda vo vzdialenosti približne 0,014 mm, stred Galaxie - vo vzdialenosti asi 10 cm a rozmery nášho hviezdneho systému budú asi 35 cm. Priemer Slnka bude mať mikroskopické rozmery: 0,0046 cm a 10 -8 cm dĺžky.

Už sme zdôraznili, že hviezdy sú od seba oddelené veľkými vzdialenosťami, a teda prakticky izolované. Konkrétne to znamená, že hviezdy sa do seba takmer nikdy nezrazia, hoci pohyb každej z nich je určený gravitačným silovým poľom, ktoré vytvárajú všetky hviezdy v Galaxii. Ak považujeme galaxiu za určitú oblasť naplnenú plynom, kde hviezdy zohrávajú úlohu molekúl a atómov plynu, potom musíme tento plyn považovať za extrémne riedky. V blízkosti Slnka je priemerná vzdialenosť medzi hviezdami asi 10 miliónov krát väčšia ako priemerný priemer hviezd. Medzitým za normálnych podmienok v bežnom vzduchu je priemerná vzdialenosť medzi molekulami len niekoľko desiatok krát väčšia ako rozmery molekuly. Na dosiahnutie rovnakého stupňa relatívneho riedenia by sa hustota vzduchu musela znížiť najmenej 1018-krát! Všimnite si však, že v centrálnej oblasti Galaxie, kde je hustota hviezd pomerne vysoká, z času na čas dôjde ku kolíziám medzi hviezdami. Tu treba počítať s približne jednou zrážkou každých milión rokov, pričom v „normálnych“ oblastiach Galaxie za celú históriu vývoja našej hviezdnej sústavy, ktorá je stará minimálne 10 miliárd rokov, prakticky k žiadnym zrážkam medzi hviezdami nedošlo.

Astronómovia už niekoľko desaťročí vytrvalo študujú iné hviezdne systémy, ktoré sú viac-menej podobné tým našim. Táto oblasť výskumu bola nazvaná „extragalaktickou astronómiou“. Teraz hrá takmer vedúcu úlohu v astronómii. Za posledné tri desaťročia urobila extragalaktická astronómia úžasný pokrok. Postupne sa začali vynárať grandiózne kontúry Metagalaxie, do ktorej je ako malá častica zaradený aj náš hviezdny systém. Stále nevieme všetko o Metagalaxii. Obrovská odľahlosť objektov vytvára veľmi špecifické ťažkosti, ktoré sa riešia použitím najsilnejších prostriedkov pozorovania v kombinácii s hlbokým teoretickým výskumom. Celková štruktúra Metagalaxie sa však v posledných rokoch do značnej miery vyjasnila.

Metagalaxiu môžeme definovať ako súbor hviezdnych systémov – galaxií pohybujúcich sa v obrovských priestoroch časti vesmíru, ktorú pozorujeme. Galaxie najbližšie k našej hviezdnej sústave sú známe Magellanove mračná, ktoré sú jasne viditeľné na oblohe južnej pologule ako dve veľké škvrny s približne rovnakou povrchovou jasnosťou ako Mliečna dráha. Vzdialenosť k Magellanovým mrakom je „len“ asi 200 tisíc svetelných rokov, čo je celkom porovnateľné s celkovou dĺžkou našej Galaxie. Ďalšou galaxiou „blízko“ je hmlovina v súhvezdí Andromeda. Je viditeľná voľným okom ako slabý bod svetla 5. magnitúdy.

V skutočnosti ide o obrovský hviezdny svet, pokiaľ ide o počet hviezd a celkovú hmotnosť trikrát väčšiu ako naša Galaxia, ktorá je zase obrom medzi galaxiami. Vzdialenosť k hmlovine Andromeda, alebo, ako ju astronómovia nazývajú, M 31 (to znamená, že v známom katalógu Messierových hmlovín je uvedená pod číslom 31), je asi 1800 tisíc svetelných rokov, čo je asi 20-násobok veľkosti Galaxie. Hmlovina M 31 má výraznú špirálovitú štruktúru a v mnohých jej charakteristikách je veľmi podobná našej Galaxii. Vedľa nej sú jeho malé elipsoidné satelity. Spolu so špirálovými systémami (takéto galaxie sú označené symbolmi Sa, Sb a Sc, v závislosti od povahy vývoja špirálovej štruktúry; v prítomnosti „pruhy“ prechádzajúcej jadrom je písmeno B umiestnené za písmenom S) sú sféroidné a elipsoidné, bez akýchkoľvek stôp po špirálovej štruktúre, ako aj Magella, „dobrý príklad“ galaxie „oblačno“.

Veľké teleskopy pozorujú obrovské množstvo galaxií. Ak existuje asi 250 galaxií jasnejších ako je viditeľná 12. magnitúda, tak je ich už asi 50 tisíc jasnejších ako 16. magnitúda Najslabšie objekty, ktoré odrazový ďalekohľad s priemerom zrkadla 5 m dokáže vyfotografovať na hranici, majú magnitúdu 24,5, pre Hubbleov orbitálny ďalekohľad je táto hranica objekty s magnitúdou. Ukazuje sa, že medzi miliardami takýchto najslabších objektov tvoria väčšinu galaxie. Mnohé z nich sú od nás vzdialené na vzdialenosti, ktoré prejde svetlo za miliardy rokov. To znamená, že svetlo, ktoré spôsobilo sčernenie platne, vyžarovala taká vzdialená galaxia dávno pred archejským obdobím geologickej histórie Zeme!

Spektrá väčšiny galaxií pripomínajú slnko; v oboch prípadoch sú pozorované oddelené tmavé absorpčné čiary na pomerne jasnom pozadí. Nie je v tom nič neočakávané, keďže žiarenie galaxií je vyžarovaním miliárd hviezd, z ktorých sa skladajú, viac-menej podobných Slnku. Starostlivé štúdium spektier galaxií pred mnohými rokmi viedlo k jednému objavu zásadného významu. Faktom je, že podľa povahy posunu vlnovej dĺžky akejkoľvek spektrálnej čiary vzhľadom na laboratórny štandard je možné určiť rýchlosť vyžarujúceho zdroja pozdĺž línie pohľadu. Inými slovami, je možné určiť, akou rýchlosťou sa zdroj približuje alebo vzďaľuje.

Ak sa zdroj svetla približuje, spektrálne čiary sa posúvajú smerom ku kratším vlnovým dĺžkam, ak sa vzďaľuje, k dlhším. Tento jav sa nazýva "Dopplerov efekt". Ukázalo sa, že v galaxiách (s výnimkou niekoľkých najbližších k nám) sú spektrálne čiary vždy posunuté do dlhovlnnej časti spektra ("červený posun" čiar) a veľkosť tohto posunu je tým väčšia, čím ďalej je galaxia od nás.

To znamená, že všetky galaxie sa od nás vzďaľujú a rýchlosť „expanzie“ sa zvyšuje, keď sa galaxie vzďaľujú. Dosahuje obrovské hodnoty. Napríklad ustupujúca rýchlosť rádiovej galaxie Cygnus A nájdená z červeného posunu sa blíži k 17 000 km/s. Dlhý čas patril rekord veľmi slabej (v optických lúčoch magnitúdy 20) rádiovej galaxii ZC 295. V roku 1960 sa podarilo získať jej spektrum. Ukázalo sa, že známa ultrafialová spektrálna čiara patriaca ionizovanému kyslíku je posunutá do oranžovej oblasti spektra! Odtiaľ je ľahké zistiť, že rýchlosť odstraňovania tohto úžasného hviezdneho systému je 138 000 km / s, alebo takmer polovica rýchlosti svetla! Rádiová galaxia 3C 295 je od nás vo vzdialenosti, ktorú svetlo prejde za 5 miliárd rokov. Astronómovia teda skúmali svetlo, ktoré bolo vyžarované pri vzniku Slnka a planét a možno aj „trochu“ skôr... Odvtedy boli objavené oveľa vzdialenejšie objekty.

Na všeobecnú expanziu systému galaxií sa prekrývajú nepravidelné rýchlosti jednotlivých galaxií, ktoré sa zvyčajne rovnajú niekoľkým stovkám kilometrov za sekundu. To je dôvod, prečo galaxie najbližšie k nám nevykazujú systematický červený posun. Koniec koncov, rýchlosti náhodných (tzv. „zvláštnych“) pohybov pre tieto galaxie sú väčšie ako bežná rýchlosť červeného posuvu. Ten sa zvyšuje, keď sa galaxie vzďaľujú asi o 50 km/s na každý milión parsekov. Preto pre galaxie, ktorých vzdialenosti nepresahujú niekoľko miliónov parsekov, náhodné rýchlosti prevyšujú ustupujúcu rýchlosť v dôsledku červeného posunu. Medzi blízkymi galaxiami sú aj také, ktoré sa k nám približujú (napríklad hmlovina Andromeda M 31).

Galaxie nie sú v metagalaktickom priestore rozmiestnené rovnomerne, t.j. s konštantnou hustotou. Vykazujú výraznú tendenciu vytvárať samostatné skupiny alebo zhluky. Najmä skupina asi 20 nám blízkych galaxií (vrátane našej Galaxie) tvorí takzvaný „miestny systém“. Miestny systém je zasa zahrnutý do veľkého zhluku galaxií, ktorých stred sa nachádza v tej časti oblohy, na ktorú sa premieta súhvezdie Panna. Tento klaster má niekoľko tisíc členov a je jedným z najväčších. V priestore medzi kopami je hustota galaxií desaťkrát menšia ako vo vnútri kopy.

Pozornosť upriamuje pozornosť na rozdiel medzi zhlukami hviezd, ktoré tvoria galaxie, a zhlukami galaxií. V prvom prípade sú vzdialenosti medzi členmi kopy obrovské v porovnaní s veľkosťou hviezd, zatiaľ čo priemerné vzdialenosti medzi galaxiami v kopách galaxií sú len niekoľkonásobne väčšie ako veľkosti galaxií. Na druhej strane, počet galaxií v zhlukoch sa nedá porovnávať s počtom hviezd v galaxiách. Ak uvažujeme o celku galaxií ako o druhu plynu, kde úlohu molekúl zohrávajú jednotlivé galaxie, potom musíme toto médium považovať za mimoriadne viskózne.

Ako vyzerá Metagalaxia v našom modeli, kde je dráha Zeme zmenšená na veľkosť prvej dráhy atómu Bohra? V tejto mierke bude vzdialenosť od hmloviny Andromeda o niečo väčšia ako 6 m, vzdialenosť od centrálnej časti kopy galaxií v Panne, ktorá zahŕňa náš lokálny systém galaxií, bude približne 120 m a veľkosť samotnej kopy bude rovnakého rádu. Rádiová galaxia Cygnus A bude teraz odstránená vo vzdialenosti 2,5 km a vzdialenosť od rádiovej galaxie 3C 295 dosiahne 25 km ...

Zoznámili sme sa v najvšeobecnejšej podobe s hlavnými štrukturálnymi znakmi a s mierkami Vesmíru. Je to ako zamrznutý rámec jeho vývoja. Nebolo to vždy tak, ako to vidíme teraz. Všetko vo Vesmíre sa mení: hviezdy a hmloviny sa objavujú, vyvíjajú a „umierajú“, Galaxia sa vyvíja prirodzeným spôsobom, mení sa samotná štruktúra a mierky Metagalaxie.

Schodisko do nekonečna

Ako určiť vzdialenosť ku hviezdam? Ako viete, že Alpha Centauri je vzdialená asi 4 svetelné roky? Jasnosťou hviezdy ako takej skutočne sotva niečo určíte – jas slabých blízkych a jasných vzdialených hviezd môže byť rovnaký. A predsa existuje veľa pomerne spoľahlivých spôsobov, ako určiť vzdialenosť od Zeme k najvzdialenejším kútom vesmíru. Astrometrický satelit "Hipparchus" za 4 roky práce určil vzdialenosti na 118 tisíc hviezd SPL

Nech už fyzici hovoria o trojrozmernosti, šesťrozmernosti alebo dokonca jedenásťrozmernosti priestoru čokoľvek, pre astronóma je pozorovateľný vesmír vždy dvojrozmerný. To, čo sa deje v Kozme, vnímame ako projekciu na nebeskú sféru, tak ako vo filme celú zložitosť života premietame na plochú obrazovku. Na obrazovke ľahko rozoznáme ďaleké od blízka vďaka znalosti trojrozmerného originálu, no v dvojrozmernom rozptyle hviezd nám chýba vizuálna stopa, ktorá by nám umožnila premeniť ho na trojrozmernú mapu vhodnú na zakreslenie kurzu medzihviezdnej lode. Medzitým sú vzdialenosti kľúčom k takmer polovici celej astrofyziky. Ako možno bez nich rozlíšiť blízku matnú hviezdu od vzdialeného, ​​ale jasného kvazaru? Len ak poznáme vzdialenosť k objektu, môžeme vyhodnotiť jeho energiu a odtiaľ je priama cesta k pochopeniu jeho fyzickej podstaty.

Nedávnym príkladom neistoty kozmických vzdialeností je problém zdrojov gama zábleskov, krátkych impulzov tvrdého žiarenia, ktoré na Zem prichádzajú približne raz za deň z rôznych smerov. Počiatočné odhady ich vzdialenosti sa pohybovali od stoviek astronomických jednotiek (desiatok svetelných hodín) až po stovky miliónov svetelných rokov. V súlade s tým bol rozptyl v modeloch tiež pôsobivý - od anihilácie komét z antihmoty na okraji slnečnej sústavy až po výbuchy neutrónových hviezd otriasajúcich celým vesmírom a zrodenie bielych dier. Do polovice 90. rokov bolo navrhnutých viac ako sto rôznych vysvetlení povahy gama zábleskov. Teraz, keď sme boli schopní odhadnúť vzdialenosti k ich zdrojom, zostali len dva modely.

Ale ako zmerať vzdialenosť, ak ani pravítko, ani lúč lokátora nedosiahnu predmet? Triangulačná metóda, ktorá je široko používaná v bežnej pozemskej geodézii, prichádza na záchranu. Vyberieme segment známej dĺžky - základňu, odmeriame od jeho koncov uhly, pod ktorými je bod viditeľný z nejakého dôvodu neprístupný, a potom jednoduché trigonometrické vzorce dávajú požadovanú vzdialenosť. Keď sa pohybujeme z jedného konca základne na druhý, zdanlivý smer k bodu sa mení, posúva sa na pozadí vzdialených predmetov. Toto sa nazýva posun paralaxy alebo paralaxa. Jeho hodnota je tým menšia, čím je objekt ďalej a čím väčší, tým je základňa dlhšia.

Na meranie vzdialeností k hviezdam je potrebné vziať maximálnu základňu dostupnú astronómom, ktorá sa rovná priemeru zemskej obežnej dráhy. Zodpovedajúce paralaktické premiestnenie hviezd na oblohe (prísne povedané, polovica) sa začalo nazývať ročná paralaxa. Skúsil to zmerať Tycho Brahe, ktorému sa nepáčila kopernikovská predstava o rotácii Zeme okolo Slnka a rozhodol sa to skontrolovať – veď paralaxy dokazujú aj orbitálny pohyb Zeme. Uskutočnené merania mali presnosť, ktorá bola na 16. storočie pôsobivá – asi jedna oblúková minúta, no tá bola úplne nedostačujúca na meranie paralax, o ktorých ani Brahe sám netušil a dospel k záveru, že kopernikovská sústava je nesprávna.

Vzdialenosť k hviezdokopám je určená metódou prispôsobenia hlavnej sekvencie

Ďalší útok na paralaxu podnikol v roku 1726 Angličan James Bradley, budúci riaditeľ Greenwichského observatória. Najprv sa zdalo, že sa naňho usmialo šťastie: hviezda Gamma Draco, vybraná na pozorovanie, skutočne kolísala okolo svojej priemernej polohy s rozpätím 20 oblúkových sekúnd počas roka. Smer tohto posunu bol však iný, ako sa očakávalo pre paralaxy a Bradley čoskoro našiel správne vysvetlenie: rýchlosť obehu Zeme sa sčítava s rýchlosťou svetla prichádzajúceho z hviezdy a mení jej zdanlivý smer. Podobne aj kvapky dažďa zanechávajú šikmé cestičky na oknách autobusu. Tento jav, nazývaný ročná aberácia, bol prvým priamym dôkazom pohybu Zeme okolo Slnka, no nemal nič spoločné s paralaxami.

Až o storočie neskôr presnosť goniometrických prístrojov dosiahla požadovanú úroveň. Koncom 30. rokov 19. storočia, slovami Johna Herschela, "stena, ktorá bránila prieniku do hviezdneho Vesmíru, bola prelomená takmer súčasne na troch miestach." V roku 1837 Vasilij Jakovlevič Struve (v tom čase riaditeľ observatória Derpt a neskôr observatória Pulkovo) zverejnil ním nameranú paralaxu Vegy - 0,12 oblúkovej sekundy. Nasledujúci rok Friedrich Wilhelm Bessel oznámil, že paralaxa 61. hviezdy Labuť bola 0,3". A o rok neskôr škótsky astronóm Thomas Henderson, ktorý pracoval na južnej pologuli na Myse dobrej nádeje, zmeral paralaxu v systéme Alpha Centauri - 1,16." Pravda, neskôr sa ukázalo, že táto hodnota bola 1,5-krát nadhodnotená a na celej oblohe nie je jediná hviezda s paralaxou väčšou ako 1 oblúková sekunda.

Pre vzdialenosti merané paralaktickou metódou bola zavedená špeciálna jednotka dĺžky - parsek (z paralaktickej sekundy, pc). Jeden parsek obsahuje 206 265 astronomických jednotiek alebo 3,26 svetelných rokov. Práve z tejto vzdialenosti je pod uhlom 1 sekundy viditeľný polomer zemskej dráhy (1 astronomická jednotka = 149,5 milióna kilometrov). Ak chcete určiť vzdialenosť hviezdy v parsekoch, musíte jednu rozdeliť jej paralaxou v sekundách. Napríklad k najbližšej hviezdnej sústave k nám, Alfa Centauri, 1/0,76 = 1,3 parsekov alebo 270 000 astronomických jednotiek. Tisíc parsekov sa nazýva kiloparsek (kpc), milión parsekov sa nazýva megaparsek (Mpc) a miliarda sa nazýva gigaparsek (Gpc).

Meranie extrémne malých uhlov si vyžadovalo technickú vyspelosť a veľkú usilovnosť (Bessel napríklad spracoval viac ako 400 individuálnych pozorovaní Cygnus 61), no po prvom prelomení sa veci uľahčili. Do roku 1890 boli zmerané paralaxy už troch desiatok hviezd a keď sa fotografia začala vo veľkej miere používať v astronómii, presné meranie paralax bolo úplne spustené. Merania paralaxy sú jedinou metódou na priame určenie vzdialeností k jednotlivým hviezdam. Počas pozemných pozorovaní však atmosférická interferencia neumožňuje metódou paralaxy merať vzdialenosti nad 100 pc. Pre vesmír to nie je príliš veľká hodnota. („Nie je to tu ďaleko, sto parsekov,“ ako povedal Gromozeka.) Kde geometrické metódy zlyhajú, na pomoc prichádzajú fotometrické metódy.

Geometrické záznamy

V posledných rokoch sa čoraz častejšie publikujú výsledky merania vzdialeností k veľmi kompaktným zdrojom rádiového vyžarovania – maserom. Ich žiarenie dopadá do rádiového dosahu, čo umožňuje ich pozorovanie na rádiových interferometroch schopných merať súradnice objektov s mikrosekundovou presnosťou, nedosiahnuteľnou v optickom dosahu, v ktorom sú hviezdy pozorované. Vďaka maserom možno trigonometrické metódy aplikovať nielen na vzdialené objekty v našej Galaxii, ale aj na iné galaxie. Napríklad v roku 2005 Andreas Brunthaler (Nemecko) a jeho kolegovia určili vzdialenosť ku galaxii M33 (730 kpc) porovnaním uhlového posunu maserov s rýchlosťou rotácie tohto hviezdneho systému. O rok neskôr Ye Xu (Čína) a kolegovia aplikovali klasickú paralaxovú metódu na "miestne" maserové zdroje na meranie vzdialenosti (2 kpc) k jednému zo špirálových ramien našej Galaxie. Azda najďalej sa v roku 1999 podarilo postúpiť J. Hernstinovi (USA) s kolegami. Sledovaním pohybu maserov v akrečnom disku okolo čiernej diery v jadre aktívnej galaxie NGC 4258 astronómovia zistili, že tento systém je od nás vzdialený 7,2 Mpc. K dnešnému dňu ide o absolútny rekord geometrických metód.

Štandardné sviečky pre astronómov

Čím ďalej od nás je zdroj žiarenia, tým je slabší. Ak poznáte skutočnú svietivosť objektu, potom porovnaním s viditeľným jasom môžete nájsť vzdialenosť. Pravdepodobne prvý, kto aplikoval túto myšlienku na meranie vzdialeností hviezd, bol Huygens. V noci pozoroval Siriusa a cez deň prirovnával jeho lesk k malej dierke v obrazovke, ktorá zakrývala Slnko. Po výbere veľkosti otvoru tak, aby sa oba jasy zhodovali, a porovnaním uhlových hodnôt otvoru a slnečného disku Huygens dospel k záveru, že Sirius je od nás 27 664-krát ďalej ako Slnko. To je 20-krát menej ako skutočná vzdialenosť. Chyba bola čiastočne spôsobená skutočnosťou, že Sirius je v skutočnosti oveľa jasnejší ako Slnko, a čiastočne problémom porovnávania jasu z pamäte.

Prelom v oblasti fotometrických metód nastal s príchodom fotografie do astronómie. Začiatkom 20. storočia uskutočnilo observatórium Harvard College rozsiahle práce na určovaní jasnosti hviezd z fotografických platní. Osobitná pozornosť bola venovaná premenným hviezdam, ktorých jasnosť kolíše. Pri štúdiu premenných hviezd špeciálnej triedy - cefeidov - v Malom Magellanovom oblaku si Henrietta Leavittová všimla, že čím sú jasnejšie, tým dlhšia je perióda kolísania ich jasnosti: hviezdy s periódou niekoľkých desiatok dní sa ukázali byť asi 40-krát jasnejšie ako hviezdy s periódou rádovo jeden deň.

Keďže všetky Levittove cefeidy boli v rovnakom hviezdnom systéme – Malom Magellanovom mračne – dalo by sa uvažovať, že boli od nás odstránené v rovnakej (aj keď neznámej) vzdialenosti. To znamená, že rozdiel v ich zdanlivej jasnosti je spojený so skutočnými rozdielmi v svietivosti. Zostávalo určiť vzdialenosť k jednej cefeide geometrickou metódou, aby sa dala kalibrovať celá závislosť a aby bolo možné meraním periódy určiť skutočnú svietivosť ktorejkoľvek cefeidy a z nej vzdialenosť k hviezde a hviezdnemu systému, ktorý ju obsahuje.

Ale, bohužiaľ, v blízkosti Zeme nie sú žiadne cefeidy. Najbližšia z nich, Polárna hviezda, je, ako už vieme, 130 pc od Slnka, to znamená, že je mimo dosahu pozemných meraní paralaxy. To neumožňovalo hodiť most priamo z paralax na cefeidy a astronómovia museli postaviť konštrukciu, ktorá sa dnes obrazne nazýva rebrík vzdialenosti.

Medzistupňom na ňom boli otvorené hviezdokopy vrátane niekoľkých desiatok až stoviek hviezd spojených spoločným časom a miestom narodenia. Ak si vykreslíte teplotu a svietivosť všetkých hviezd v zhluku, väčšina bodov bude padať na jednu naklonenú čiaru (presnejšie na pás), ktorá sa nazýva hlavná postupnosť. Teplota sa určuje s vysokou presnosťou zo spektra hviezdy a svietivosť sa určuje zo zdanlivej jasnosti a vzdialenosti. Ak je vzdialenosť neznáma, opäť prichádza na pomoc skutočnosť, že všetky hviezdy v hviezdokope sú od nás takmer rovnako vzdialené, takže v rámci hviezdokopy môže byť zdanlivá jasnosť stále použitá ako miera svietivosti.

Keďže hviezdy sú všade rovnaké, hlavné postupnosti všetkých hviezdokôp sa musia zhodovať. Rozdiely sú spôsobené len tým, že sú v rôznych vzdialenostiach. Ak určíme vzdialenosť k jednému zo zhlukov geometrickou metódou, tak zistíme, ako vyzerá „skutočná“ hlavná postupnosť, a potom porovnaním údajov z iných zhlukov s ňou určíme vzdialenosti k nim. Táto technika sa nazýva „nastavenie hlavnej sekvencie“. Ako štandard jej dlho slúžili Plejády a Hyády, ktorých vzdialenosti sa určovali metódou skupinových paralax.

Našťastie pre astrofyziku sa cefeidy našli v asi dvoch desiatkach otvorených hviezdokôp. Preto meraním vzdialeností k týmto zhlukom prispôsobením hlavnej postupnosti možno „dosiahnuť rebrík“ k cefeidám, ktoré sú na jeho treťom kroku.

Ako indikátor vzdialeností sú cefeidy veľmi vhodné: je ich relatívne veľa - možno ich nájsť v akejkoľvek galaxii a dokonca aj v každej guľovej hviezdokope a keďže ide o obrovské hviezdy, sú dostatočne jasné na to, aby od nich zmerali medzigalaktické vzdialenosti. Vďaka tomu si vyslúžili mnoho významných prívlastkov, ako napríklad „majáky vesmíru“ alebo „míľniky astrofyziky“. "Vládca" cefeíd sa rozprestiera až na 20 Mpc - to je asi stokrát väčšia veľkosť ako naša Galaxia. Ďalej sa už nedajú rozlíšiť ani s tými najvýkonnejšími modernými nástrojmi a na to, aby ste sa dostali na štvrtú priečku rebríčka vzdialenosti, potrebujete niečo jasnejšie.

METÓDY MERANIA VESMÍRNYCH VZDIALENOSTÍ

Na kraj vesmíru

Jedna z najsilnejších extragalaktických metód na meranie vzdialeností je založená na vzore známom ako Tully-Fisherov vzťah: čím jasnejšia je špirálová galaxia, tým rýchlejšie rotuje. Keď sa na galaxiu pozeráme zboku alebo pod výrazným sklonom, polovica jej hmoty sa pohybuje smerom k nám v dôsledku rotácie a polovica ustupuje, čo vedie k rozšíreniu spektrálnych čiar v dôsledku Dopplerovho javu. Táto expanzia určuje rýchlosť rotácie, podľa nej - svietivosť a potom z porovnania so zdanlivou jasnosťou - vzdialenosť ku galaxii. A samozrejme, na kalibráciu tejto metódy sú potrebné galaxie, ktorých vzdialenosti už boli namerané pomocou cefeíd. Metóda Tully-Fisher je veľmi vzdialená a pokrýva galaxie, ktoré sú od nás vzdialené stovky megaparsekov, no má aj limit, keďže pre príliš vzdialené a slabé galaxie nie je možné získať dostatočne kvalitné spektrá.

V trochu väčšom rozsahu vzdialeností pôsobí ďalšia „štandardná sviečka“ – supernovy typu Ia. Záblesky takýchto supernov sú termonukleárne explózie „rovnakého typu“ bielych trpaslíkov s hmotnosťou mierne vyššou ako je kritická (1,4 hmotnosti Slnka). Preto nie je dôvod, aby sa moc líšili. Zdá sa, že pozorovania takýchto supernov v blízkych galaxiách, ktorých vzdialenosti sa dajú určiť z cefeíd, potvrdzujú túto nemennosť, a preto sa kozmické termonukleárne explózie teraz vo veľkej miere používajú na určovanie vzdialeností. Sú viditeľné aj miliardy parsekov od nás, ale nikdy neviete, do akej vzdialenosti môžete zmerať galaxiu, pretože sa dopredu presne nevie, kde vypukne ďalšia supernova.

Zatiaľ len jedna metóda umožňuje posunúť sa ešte ďalej – červené posuny. Jeho história, podobne ako história cefeíd, začína súčasne s 20. storočím. V roku 1915 si Američan Westo Slifer, ktorý skúmal spektrá galaxií, všimol, že vo väčšine z nich sú čiary voči „laboratórnej“ polohe červené posunuté. V roku 1924 si Nemec Karl Wirtz všimol, že tento posun je tým silnejší, čím je uhlová veľkosť galaxie menšia. Avšak až Edwin Hubble v roku 1929 dokázal tieto údaje zhrnúť do jedného obrazu. Podľa Dopplerovho javu červený posun čiar v spektre znamená, že sa objekt od nás vzďaľuje. Porovnaním spektier galaxií so vzdialenosťami k nim, určenými cefeidami, Hubble sformuloval zákon: rýchlosť odstránenia galaxie je úmerná vzdialenosti k nej. Koeficient proporcionality v tomto pomere sa nazýva Hubbleova konštanta.

Tak bola objavená expanzia vesmíru a s ňou aj možnosť určovania vzdialeností galaxií z ich spektier, samozrejme za predpokladu, že Hubbleova konštanta je viazaná na nejakých iných „vládcov“. Sám Hubble vykonal túto väzbu s chybou takmer rádu, čo bolo opravené až v polovici 40-tych rokov 20. storočia, keď sa ukázalo, že cefeidy sa delia na niekoľko typov s rôznym pomerom „perióda – svietivosť“. Kalibrácia bola vykonaná nanovo na základe „klasických“ cefeidov a až potom sa hodnota Hubbleovej konštanty priblížila moderným odhadom: 50–100 km/s na každý megaparsek vzdialenosti od galaxie.

Teraz sa červené posuny používajú na určenie vzdialeností galaxií, ktoré sú od nás vzdialené tisíce megaparsekov. Je pravda, že tieto vzdialenosti sú uvedené v megaparsekoch iba v populárnych článkoch. Faktom je, že závisia od modelu vývoja vesmíru prijatého vo výpočtoch a okrem toho pri rozširovaní vesmíru nie je úplne jasné, aká vzdialenosť sa myslí: vzdialenosť, v ktorej bola galaxia v okamihu emisie žiarenia alebo v ktorej sa nachádza v okamihu jej prijatia na Zemi, alebo vzdialenosť, ktorú prešlo svetlo na ceste z východiskového bodu do konečného. Preto astronómovia uprednostňujú indikovať pre vzdialené objekty iba priamo pozorovanú hodnotu červeného posunu bez toho, aby ju prepočítavali na megaparseky.

Červené posuny sú v súčasnosti jedinou metódou na odhadovanie „kozmologických“ vzdialeností porovnateľných s „veľkosťou vesmíru“ a zároveň je to azda najrozšírenejšia technika. V júli 2007 bol zverejnený katalóg červených posunov 77 418 767 galaxií. Pri jeho vytváraní však bola použitá trochu zjednodušená automatická technika analýzy spektier, a preto sa do niektorých hodnôt mohli vkradnúť chyby.

Tímová hra

Geometrické metódy merania vzdialeností sa neobmedzujú len na ročnú paralaxu, pri ktorej sa zdanlivé uhlové posuny hviezd porovnávajú s pohybmi Zeme na jej obežnej dráhe. Iný prístup sa spolieha na pohyb Slnka a hviezd voči sebe navzájom. Predstavte si hviezdokopu letiacu okolo Slnka. Podľa zákonov perspektívy sa viditeľné trajektórie jej hviezd ako koľajnice na obzore zbiehajú do jedného bodu – radiantu. Jeho poloha udáva uhol, pod ktorým zhluk letí k priamke pohľadu. Poznaním tohto uhla je možné rozložiť pohyb hviezd v zhluku na dve zložky - pozdĺž línie pohľadu a kolmo na ňu pozdĺž nebeskej sféry - a určiť pomer medzi nimi. Radiálna rýchlosť hviezd v kilometroch za sekundu sa meria pomocou Dopplerovho javu a s prihliadnutím na nájdený podiel sa vypočíta projekcia rýchlosti na oblohu - tiež v kilometroch za sekundu. Zostáva porovnať tieto lineárne rýchlosti hviezd s uhlovými rýchlosťami určenými z výsledkov dlhodobých pozorovaní a vzdialenosť bude známa! Táto metóda funguje až do niekoľkých stoviek parsekov, ale je použiteľná len pre hviezdokopy, a preto sa nazýva metóda skupinovej paralaxy. Takto sa prvýkrát merali vzdialenosti k Hyádam a Plejádam.

Dole po schodoch vedúcich hore

Pri budovaní nášho rebríka na okraj vesmíru sme mlčali o základoch, na ktorých spočíva. Paralaxová metóda udáva vzdialenosť nie v referenčných metroch, ale v astronomických jednotkách, teda v polomeroch zemskej dráhy, ktorých hodnota tiež nebola bezprostredne určená. Pozrime sa teda späť a zíďme po rebríku kozmických vzdialeností na Zem.

Pravdepodobne prvý, kto určil vzdialenosť Slnka, bol Aristarchos zo Samosu, ktorý navrhol heliocentrický systém sveta jeden a pol tisíc rokov pred Kopernikom. Ukázalo sa, že Slnko je od nás 20-krát ďalej ako Mesiac. Tento odhad, ako už vieme, podhodnotený faktorom 20, trval až do Keplerovho obdobia. Hoci on sám nemeral astronomickú jednotku, už poznamenal, že Slnko by malo byť oveľa ďalej, ako si Aristarchos (a všetci ostatní astronómovia za ním) mysleli.

Prvý viac-menej prijateľný odhad vzdialenosti Zeme od Slnka získali Jean Dominique Cassini a Jean Richet. V roku 1672 počas opozície Marsu merali jeho polohu voči hviezdam súčasne z Paríža (Cassini) a Cayenne (Richet). Vzdialenosť z Francúzska do Francúzskej Guyany slúžila ako základ paralaktického trojuholníka, z ktorého určili vzdialenosť k Marsu a z rovníc nebeskej mechaniky potom vypočítali astronomickú jednotku, z ktorej odvodili hodnotu 140 miliónov kilometrov.

V priebehu nasledujúcich dvoch storočí sa prechody Venuše cez slnečný disk stali hlavným nástrojom na určenie mierky slnečnej sústavy. Ich súčasným pozorovaním z rôznych častí zemegule je možné vypočítať vzdialenosť od Zeme k Venuši, a teda aj všetky ostatné vzdialenosti v slnečnej sústave. V XVIII-XIX storočia bol tento jav pozorovaný štyrikrát: v rokoch 1761, 1769, 1874 a 1882. Tieto pozorovania sa stali jedným z prvých medzinárodných vedeckých projektov. Boli vybavené rozsiahle expedície (anglickú expedíciu z roku 1769 viedol slávny James Cook), vznikli špeciálne pozorovacie stanice... A ak na konci 18. storočia Rusko poskytovalo francúzskym vedcom iba možnosť pozorovať prechod zo svojho územia (z Tobolska), tak v rokoch 1874 a 1882 sa už ruskí vedci aktívne podieľali na výskume. Žiaľ, extrémna zložitosť pozorovaní viedla k značnej nezrovnalosti v odhadoch astronomickej jednotky – od približne 147 do 153 miliónov kilometrov. Spoľahlivejšiu hodnotu – 149,5 milióna kilometrov – získali až na prelome 19. – 20. storočia z pozorovaní asteroidov. A napokon treba vziať do úvahy, že výsledky všetkých týchto meraní vychádzali zo znalosti dĺžky základne, v ktorej úlohe pri meraní astronomickej jednotky pôsobil polomer Zeme. Nakoniec teda základ rebríka kozmických vzdialeností položili geodeti.

Až v druhej polovici 20. storočia sa vedcom objavili zásadne nové metódy určovania kozmických vzdialeností – laser a radar. Umožnili stotisíckrát zvýšiť presnosť meraní v slnečnej sústave. Chyba radaru pre Mars a Venušu je niekoľko metrov a vzdialenosť k rohovým reflektorom inštalovaným na Mesiaci sa meria s presnosťou na centimetre. V súčasnosti akceptovaná hodnota astronomickej jednotky je 149 597 870 691 metrov.

Ťažký osud "Hipparcha"

Takýto radikálny pokrok v meraní astronomickej jednotky vyvolal otázku vzdialeností k hviezdam novým spôsobom. Presnosť určenia paralax je limitovaná zemskou atmosférou. Preto ešte v 60. rokoch minulého storočia vznikla myšlienka priniesť do vesmíru goniometrický prístroj. Bol realizovaný v roku 1989 vypustením európskeho astrometrického satelitu Hipparchus. Tento názov je zaužívaným, aj keď formálne nie celkom správnym prekladom anglického názvu HIPPARCOS, čo je skratka pre High Precision Parallax Collecting Satellite („satelit na zber vysoko presných paralax“) a nezhoduje sa s anglickým pravopisom mena slávneho starogréckeho astronóma, autora prvého katalógu hviezd Hipparcha.

Tvorcovia satelitu si stanovili veľmi ambicióznu úlohu: zmerať paralaxy viac ako 100 tisíc hviezd s presnosťou na milisekúndu, teda „dosiahnuť“ hviezdy, ktoré sa nachádzajú stovky parsekov od Zeme. Bolo potrebné objasniť vzdialenosti niekoľkých otvorených hviezdokôp, najmä Hyád a Plejád. Ale čo je najdôležitejšie, bolo možné „preskočiť krok“ priamym meraním vzdialeností k samotným cefeidám.

Výprava začala problémami. Kvôli poruche na hornom stupni Hipparchos nevstúpil na vypočítanú geostacionárnu dráhu a zostal na strednej vysoko predĺženej trajektórii. Špecialisti Európskej vesmírnej agentúry si napriek tomu dokázali so situáciou poradiť a orbitálny astrometrický ďalekohľad úspešne fungoval 4 roky. Spracovanie výsledkov trvalo rovnako dlho a v roku 1997 bol vydaný hviezdny katalóg s paralaxami a vlastnými pohybmi 118 218 svietidiel vrátane asi dvesto cefeíd.

Žiaľ, v mnohých otázkach ešte nenastala želaná jasnosť. Výsledok pre Plejády sa ukázal ako najnepochopiteľnejší – predpokladalo sa, že Hipparchos objasní vzdialenosť, ktorá sa predtým odhadovala na 130 – 135 parsekov, no v praxi sa ukázalo, že Hipparchos to opravil, pričom dostal hodnotu len 118 parsekov. Prijatie novej hodnoty by si vyžadovalo úpravy teórie hviezdneho vývoja a mierky medzigalaktických vzdialeností. Pre astrofyziku by to bol vážny problém a vzdialenosť k Plejádam sa začala starostlivo kontrolovať. Do roku 2004 niekoľko skupín nezávisle získalo odhady vzdialenosti od klastra v rozsahu od 132 do 139 pc. Začali sa ozývať urážlivé hlasy s návrhmi, že následky uvedenia satelitu na nesprávnu obežnú dráhu sa stále nedajú úplne odstrániť. Vo všeobecnosti tak boli spochybnené všetky ním namerané paralaxy.

Tím Hipparchus bol nútený priznať, že merania boli vo všeobecnosti presné, ale možno bude potrebné ich znova spracovať. Ide o to, že paralaxy sa nemerajú priamo vo vesmírnej astrometrii. Namiesto toho Hipparchos meral uhly medzi početnými pármi hviezd znova a znova počas štyroch rokov. Tieto uhly sa menia ako v dôsledku paralaktického posunu, tak aj v dôsledku správneho pohybu hviezd vo vesmíre. Na „vytiahnutie“ presnej hodnoty paralax z pozorovaní je potrebné pomerne komplikované matematické spracovanie. Toto som si musel zopakovať. Nové výsledky boli zverejnené koncom septembra 2007, ale zatiaľ nie je jasné, do akej miery sa tým zlepšili.

Tým sa však Hipparchove problémy nekončia. Ním určené paralaxy cefeíd sa ukázali ako nedostatočne presné na spoľahlivú kalibráciu pomeru „perióda-svietivosť“. Satelit teda nedokázal vyriešiť druhú úlohu, ktorá pred ním stála. Vo svete sa preto v súčasnosti uvažuje o niekoľkých nových projektoch vesmírnej astrometrie. Najbližšie k realizácii je európsky projekt Gaia, ktorého spustenie je naplánované na rok 2012. Jeho princíp činnosti je rovnaký ako u Hipparcha - opakované meranie uhlov medzi pármi hviezd. Vďaka výkonnej optike však bude môcť pozorovať oveľa slabšie objekty a použitie metódy interferometrie zvýši presnosť merania uhla na desiatky mikrosekúnd oblúka. Predpokladá sa, že Gaia bude schopná merať kiloparsekové vzdialenosti s chybou nie väčšou ako 20 % a počas niekoľkých rokov práce určí polohy asi miliardy objektov. Takto bude skonštruovaná trojrozmerná mapa významnej časti Galaxie.

Aristotelov vesmír skončil v deviatich vzdialenostiach od Zeme k Slnku. Kopernik veril, že hviezdy sú 1000-krát ďalej ako Slnko. Paralaxy odsunuli aj najbližšie hviezdy preč o svetelné roky. Na samom začiatku 20. storočia americký astronóm Harlow Shapley pomocou cefeíd určil, že priemer Galaxie (ktorú stotožnil s vesmírom) sa meral v desiatkach tisíc svetelných rokov a vďaka Hubbleovi sa hranice vesmíru rozšírili na niekoľko gigaparsekov. Aké sú konečné?

Samozrejme, každá priečka rebríka vzdialenosti má svoje vlastné, väčšie alebo menšie chyby, ale vo všeobecnosti sú stupnice vesmíru dobre definované, overené rôznymi nezávislými metódami a tvoria jeden konzistentný obraz. Súčasné hranice vesmíru sa teda zdajú neotrasiteľné. To však neznamená, že jedného dňa nebudeme chcieť z neho merať vzdialenosť k nejakému susednému vesmíru!

Shklovsky I.S., Dmitrij Wiebe. Zem (Sol III).

Na základe materiálov: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. "Vesmír, život, myseľ" / Ed. N.S. Kardashev a V.I. Moroza - 6. vydanie.

Stupnice vzdialeností vo vesmíre. Metódy na odhadovanie veľkostí a vzdialeností

Nekonečnosť a rozľahlosť Vesmíru vyvolávajú pocit obdivu a úžasu.

Nemecký fyzik, vynálezca vzduchového čerpadla, ktorý ukázal existenciu tlaku vzduchu (experiment s magdeburskými hemisférami ʼʼ) a študoval mnoho vlastností ᴇᴦο, O. von Guericke pripravil experimenty, aby dokázal, že vesmír je prázdny, všadeprítomný a nekonečný. To odporovalo vede zo začiatku 17. storočia. Napísal, že ᴇᴦο v snahe poznať štruktúru sveta bol v prvom rade šokovaný nepredstaviteľnou mierou

Vesmír. Bola to ona, ktorá v ňom vzbudila strašidelnú túžbu uistiť sa, čo to je, čo sa šíri medzi nebeskými telesami˸ ʼʼČo to v podstate je? Ale obsahuje všetko a dáva miesto pre bytie a existenciu. Možno je to nejaká ohnivá nebeská hmota, pevná (ako tvrdili Aristotelovci), tekutá (ako si myslia Koperník a Tycho Brahe) alebo nejaká priehľadná piata esencia? Alebo je priestor oslobodený od akejkoľvek hmoty, t.j. je tu neustále popieraná prázdnotaʼʼ.

Vzdialenosti vo svete hviezd sa merajú vo svetelných rokoch (1 svetelný rok ≈ ≈ 9,5 ‣‣‣ 10 12 km) alebo v parsekoch (1 ks = 3,26 svetelných rokov = 206 265 AU = 3,1 ‣‣‣ m 10 16). Vzdialenosť od Zeme k Slnku v 1 AU (astronomická jednotka) ≈ 150 miliónov km, ᴇᴦο svetlo prejde za 8,5 minúty. Mesiac je vo vzdialenosti asi 1 sv. s, čiže 384 tisíc km, čiže 60 polomerov Zeme. Priemer slnečnej sústavy je niekoľko svetelných hodín a najbližšia hviezda (Proxima zo súhvezdia Kentaurus) je vo vzdialenosti asi 4 svetelných hodín. rokov.

V staroveku mali rôzne národy rôzne predstavy o Zemi a jej tvare. Hinduisti si teda Zem predstavovali ako lietadlo ležiace na chrbtoch slonov; obyvatelia Babylonu - v podobe hory, na západnom svahu ktorej je Babylonia; Židia - vo forme roviny atď. Ale v každom prípade sa verilo, že na nejakom mieste je nebeská kupola spojená so zemskou nebeskou klenbou. Veda o Zemi, geografia, vďačí za svoj vzhľad a vývoj starým Grékom, ktorí predstavovali svet vo forme okrúhleho koláča s Gréckom v strede. Hecateus z Milétu dokonca vypočítal jeho priemer - 8000 km. Pre našich vzdialených predkov mala orientácia v priestore veľký význam. Objednávka poskytla bezpečnosť.

V Mezopotámii a Egypte bolo pozorovanie oblohy výsadou kňazov a spájalo sa s astrológiou. Ľudia si všimli, že planéty sa pohybujú na pozadí hviezd (z gréčtiny. planetes- putovanie). Začali vytvárať modely svetového priestoru obklopujúceho človeka, modely sveta. Človek a následne aj naša Zem boli umiestnení do stredu sveta. Takáto distingvovaná pozícia človeka zodpovedala predstavám pozorovateľa. Aristoteles zdôvodnil takýto systém prírodno-filozofickým spôsobom, predstavoval kozmos ako veľké množstvo navzájom prepojených hmotných sfér, z ktorých každá sa riadi vlastnými zákonmi. Nevedel vysvetliť zdanlivý pohyb nebeských telies z východu na západ a obmedzil sa na tvrdenie ‚ʼʼPríroda vždy realizuje tie najlepšie možnostiʼʼ. Ďalší Platónov študent, Eudoxus, sa pokúsil nájsť kinematiku planét na základe hypotézy pohybu po ideálnej krivke – kružnici. Aby to urobil, musel vybrať rýchlosti a smery pohybu troch (a potom siedmich) sfér, aby opísal zdanlivý pohyb Slnka a Mesiaca, a 26 sfér pre planéty. Už Aristoteles používal 56 gúľ a matematik Apollonius navrhol teóriu epicyklov: planéta sa pohybuje po kruhovej dráhe, ktorej stred opisuje kruh okolo Zeme. Tento systém vyvinul známy astronóm Hipparchos, ktorý zostavil prvý katalóg 850 hviezd, identifikoval súhvezdia a objavil precesiu zemskej osi. Je považovaný za jedného zo zakladateľov astronómie. U Aristotela nie je všetko

Stupnice vzdialeností vo vesmíre. Metódy odhadu veľkostí a vzdialeností - pojem a typy. Klasifikácia a vlastnosti kategórie "Škály vzdialeností vo vesmíre. Metódy na odhadovanie veľkostí a vzdialeností" 2015, 2017-2018.