ขนาดพื้นที่ มิติที่เหนือจินตนาการของอวกาศ ระยะห่างระหว่างโลกของเรากับดวงจันทร์
เรารู้อะไรเกี่ยวกับเอกภพ เอกภพเป็นอย่างไร จักรวาลเป็นโลกที่ไร้ขอบเขตซึ่งยากแก่การเข้าใจด้วยจิตใจมนุษย์ ซึ่งดูเหมือนไม่มีจริงและไม่ใช่วัตถุ แท้จริงแล้ว เราถูกล้อมรอบด้วยสสาร ไร้ขอบเขตทั้งอวกาศและเวลา สามารถอยู่ในรูปแบบต่างๆ ได้ เพื่อที่จะพยายามเข้าใจขนาดที่แท้จริงของพื้นที่รอบนอก วิธีการทำงานของจักรวาล โครงสร้างของจักรวาลและกระบวนการวิวัฒนาการ เราจะต้องก้าวข้ามขีดจำกัดของการมองโลกของเรา มองโลกรอบตัวเราจากมุมที่แตกต่างจากภายใน
ดูพื้นที่อันกว้างใหญ่จากโลก
การก่อตัวของจักรวาล: ขั้นตอนแรก
อวกาศที่เราสังเกตผ่านกล้องโทรทรรศน์เป็นเพียงส่วนหนึ่งของเอกภพดาวฤกษ์ที่เรียกว่า Megagalaxy พารามิเตอร์ของขอบฟ้าจักรวาลของฮับเบิลมีขนาดมหึมา - 15-20 พันล้านปีแสง ข้อมูลเหล่านี้เป็นข้อมูลโดยประมาณเนื่องจากในกระบวนการวิวัฒนาการจักรวาลกำลังขยายตัวอย่างต่อเนื่อง การขยายตัวของเอกภพเกิดขึ้นจากการแพร่กระจายขององค์ประกอบทางเคมีและการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล โครงสร้างของจักรวาลมีการเปลี่ยนแปลงตลอดเวลา ในอวกาศ กลุ่มกาแลคซีเกิดขึ้น วัตถุและร่างกายของจักรวาลคือดาวหลายพันล้านดวงที่ก่อตัวเป็นองค์ประกอบของอวกาศใกล้ - ระบบดาวพร้อมดาวเคราะห์และดาวเทียม
จุดเริ่มต้นอยู่ที่ไหน? จักรวาลเกิดขึ้นมาได้อย่างไร? สันนิษฐานว่าอายุของจักรวาลคือ 20 พันล้านปี เป็นไปได้ว่าโปรโตสสารที่ร้อนและหนาแน่นกลายเป็นแหล่งกำเนิดของสสารจักรวาล ซึ่งกระจุกของสสารนั้นระเบิดในช่วงเวลาหนึ่ง อนุภาคที่เล็กที่สุดก่อตัวขึ้นจากการระเบิดที่กระจัดกระจายไปทุกทิศทุกทาง และยังคงเคลื่อนตัวออกจากจุดศูนย์กลางในยุคของเรา ทฤษฎีบิกแบง ซึ่งขณะนี้ครอบงำชุมชนวิทยาศาสตร์ เป็นคำอธิบายที่ถูกต้องที่สุดเกี่ยวกับกระบวนการก่อกำเนิดจักรวาล สสารที่เกิดขึ้นจากความหายนะของจักรวาลคือมวลที่แตกต่างกันซึ่งประกอบด้วยอนุภาคที่ไม่เสถียรที่เล็กที่สุดซึ่งเริ่มชนกันและกระจัดกระจาย เริ่มมีปฏิสัมพันธ์ซึ่งกันและกัน
บิกแบงเป็นทฤษฎีกำเนิดเอกภพที่อธิบายการก่อตัวของมัน ตามทฤษฎีนี้ ในขั้นต้นมีสสารจำนวนหนึ่งซึ่งเป็นผลมาจากกระบวนการบางอย่าง ระเบิดด้วยแรงมหาศาล กระจายมวลของมารดาไปในอวกาศโดยรอบ
ในเวลาต่อมาตามมาตรฐานของจักรวาล - ทันทีตามลำดับเวลาของโลก - หลายล้านปีขั้นตอนของการทำให้เป็นจริงของอวกาศได้มาถึงแล้ว จักรวาลทำมาจากอะไร? สสารที่กระจัดกระจายเริ่มรวมตัวกันเป็นก้อนขนาดใหญ่และเล็กในสถานที่ที่องค์ประกอบแรกของจักรวาลเริ่มปรากฏขึ้นในเวลาต่อมา มวลก๊าซขนาดใหญ่ - สถานรับเลี้ยงเด็กของดาวในอนาคต ในกรณีส่วนใหญ่ กระบวนการการก่อตัวของสสารวัตถุในจักรวาลจะอธิบายได้ด้วยกฎของฟิสิกส์และอุณหพลศาสตร์ อย่างไรก็ตาม มีหลายจุดที่ยังไม่สามารถอธิบายได้ ตัวอย่างเช่น เหตุใดในส่วนหนึ่งของอวกาศสสารที่กำลังขยายตัวจึงมีความเข้มข้นมากขึ้น ในขณะที่อีกส่วนหนึ่งของเอกภพ สสารจึงหายากมาก คำตอบสำหรับคำถามเหล่านี้สามารถรับได้ก็ต่อเมื่อกลไกการก่อตัวของวัตถุอวกาศทั้งเล็กและใหญ่มีความชัดเจน
ตอนนี้กระบวนการของการก่อตัวของจักรวาลได้รับการอธิบายโดยการกระทำของกฎของจักรวาล ความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงและพลังงานในพื้นที่ต่างๆ ก่อให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ ซึ่งภายใต้อิทธิพลของแรงเหวี่ยงและแรงโน้มถ่วง ทำให้เกิดกาแลคซีขึ้น กล่าวอีกนัยหนึ่ง ในขณะที่สสารดำเนินต่อไปและขยายตัวต่อไป กระบวนการบีบอัดเริ่มขึ้นภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง อนุภาคของเมฆแก๊สเริ่มรวมตัวรอบจุดศูนย์กลางจินตภาพ ในที่สุดก็ก่อตัวเป็นผนึกใหม่ วัสดุก่อสร้างในพื้นที่ก่อสร้างขนาดมหึมานี้คือโมเลกุลไฮโดรเจนและฮีเลียม
องค์ประกอบทางเคมีของเอกภพเป็นวัสดุหลักในการสร้างวัตถุของเอกภพในเวลาต่อมา
นอกจากนี้ กฎของอุณหพลศาสตร์เริ่มทำงาน กระบวนการสลายตัวและไอออไนเซชันถูกเปิดใช้งาน โมเลกุลของไฮโดรเจนและฮีเลียมแตกตัวเป็นอะตอมซึ่งภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงทำให้เกิดแกนกลางของโปรโตสตาร์ กระบวนการเหล่านี้เป็นกฎของจักรวาลและเกิดขึ้นในรูปแบบของปฏิกิริยาลูกโซ่ซึ่งเกิดขึ้นในมุมที่ห่างไกลของจักรวาล ทำให้จักรวาลเต็มไปด้วยดวงดาวหลายพันล้านดวง
วิวัฒนาการของเอกภพ: ไฮไลท์
วันนี้ในแวดวงวิทยาศาสตร์มีสมมติฐานเกี่ยวกับวัฏจักรของรัฐที่ประวัติศาสตร์ของจักรวาลถูกถักทอ จากการระเบิดของโปรโตสสาร การสะสมของก๊าซจึงกลายเป็นแหล่งอนุบาลดาวฤกษ์ ซึ่งก่อให้เกิดกาแลคซีจำนวนมาก อย่างไรก็ตาม เมื่อถึงระยะหนึ่งแล้ว สสารในเอกภพเริ่มพยายามดิ้นรนเพื่อสภาวะเดิมที่มีความเข้มข้น กล่าวคือ การระเบิดและการขยายตัวของสสารในอวกาศตามมาด้วยการบีบอัดและการกลับสู่สถานะที่มีความหนาแน่นสูงไปยังจุดเริ่มต้น ต่อจากนั้น ทุกสิ่งซ้ำรอย การเกิดตามมาด้วยวาระสุดท้าย และอื่น ๆ เป็นเวลาหลายพันล้านปี ไม่มีที่สิ้นสุด
จุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุดของเอกภพตามวัฏจักรของวิวัฒนาการของเอกภพ
อย่างไรก็ตาม เมื่อละเว้นหัวข้อการก่อตัวของเอกภพ ซึ่งยังคงเป็นคำถามเปิดอยู่ เราควรไปยังโครงสร้างของเอกภพ ย้อนกลับไปในทศวรรษที่ 30 ของศตวรรษที่ XX เป็นที่ชัดเจนว่าอวกาศถูกแบ่งออกเป็นภูมิภาค - กาแลคซีซึ่งเป็นกลุ่มก่อตัวขนาดใหญ่ แต่ละแห่งมีประชากรดาวฤกษ์ของตัวเอง อย่างไรก็ตาม กาแล็กซีไม่ใช่วัตถุที่อยู่นิ่ง ความเร็วของการขยายตัวของกาแลคซีจากจุดศูนย์กลางในจินตนาการของเอกภพนั้นเปลี่ยนแปลงตลอดเวลา ดังเห็นได้จากการบรรจบกันของกาแลคซีบางส่วนและการเคลื่อนตัวของกาแลคซีอื่นออกจากกัน
กระบวนการทั้งหมดเหล่านี้จากมุมมองของระยะเวลาของชีวิตบนโลกนั้นดำเนินไปอย่างช้าๆ จากมุมมองของวิทยาศาสตร์และสมมติฐานเหล่านี้ กระบวนการวิวัฒนาการทั้งหมดเกิดขึ้นอย่างรวดเร็ว ตามอัตภาพวิวัฒนาการของเอกภพสามารถแบ่งออกเป็นสี่ช่วง - ยุค:
- ยุคฮาดรอน;
- ยุคเลปตัน;
- ยุคโฟตอน;
- ยุคที่เป็นตัวเอก
ช่วงเวลาของจักรวาลและวิวัฒนาการของจักรวาลตามที่สามารถอธิบายลักษณะของวัตถุอวกาศได้
ในระยะแรก สสารทั้งหมดกระจุกตัวอยู่ในหยดนิวเคลียร์ขนาดใหญ่หนึ่งหยด ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคและปฏิอนุภาครวมกันเป็นกลุ่ม - แฮดรอน (โปรตอนและนิวตรอน) อัตราส่วนของอนุภาคและปฏิอนุภาคอยู่ที่ประมาณ 1:1.1 จากนั้นกระบวนการทำลายล้างของอนุภาคและปฏิอนุภาคก็มาถึง โปรตอนและนิวตรอนที่เหลือเป็นวัสดุในการสร้างเอกภพ ระยะเวลาของยุคฮาดรอนนั้นเล็กน้อยเพียง 0.0001 วินาที - ระยะเวลาของปฏิกิริยาการระเบิด
นอกจากนี้หลังจาก 100 วินาที กระบวนการสังเคราะห์องค์ประกอบจะเริ่มขึ้น ที่อุณหภูมิหนึ่งพันล้านองศา โมเลกุลของไฮโดรเจนและฮีเลียมจะเกิดขึ้นในกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชัน ตลอดเวลานี้สารยังคงขยายตัวในอวกาศ
จากช่วงเวลานี้เริ่มต้นขึ้นเป็นเวลานานตั้งแต่ 300,000 ถึง 700,000 ปี ขั้นตอนการรวมตัวกันใหม่ของนิวเคลียสและอิเล็กตรอน ก่อตัวเป็นอะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียม ในกรณีนี้จะมีการสังเกตการลดลงของอุณหภูมิของสารและความเข้มของรังสีจะลดลง จักรวาลจะโปร่งใส ไฮโดรเจนและฮีเลียมก่อตัวขึ้นในปริมาณมหาศาล ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง ทำให้เอกภพหลักกลายเป็นสถานที่ก่อสร้างขนาดยักษ์ หลังจากผ่านไปหลายล้านปี ยุคของดาวฤกษ์ก็เริ่มต้นขึ้น ซึ่งเป็นกระบวนการก่อกำเนิดของดาวฤกษ์และดาราจักรกำเนิดดวงแรก
การแบ่งวิวัฒนาการออกเป็นขั้นตอนนี้สอดคล้องกับแบบจำลองของเอกภพที่ร้อนระอุ ซึ่งอธิบายกระบวนการต่างๆ มากมาย สาเหตุที่แท้จริงของบิกแบง กลไกการขยายตัวของสสารยังไม่ได้รับการอธิบาย
โครงสร้างและโครงสร้างของจักรวาล
ด้วยการก่อตัวของก๊าซไฮโดรเจน ยุคดาวฤกษ์แห่งวิวัฒนาการของเอกภพจึงเริ่มต้นขึ้น ไฮโดรเจนภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงจะสะสมเป็นก้อนขนาดใหญ่ มวลและความหนาแน่นของกระจุกดังกล่าวมีขนาดใหญ่มาก มากกว่ามวลของดาราจักรที่ก่อตัวขึ้นเองหลายแสนเท่า การกระจายตัวของไฮโดรเจนที่ไม่สม่ำเสมอซึ่งสังเกตได้ในระยะเริ่มต้นของการก่อตัวของเอกภพ อธิบายถึงความแตกต่างของขนาดของกาแลคซีที่ก่อตัวขึ้น ในที่ที่ควรจะมีก๊าซไฮโดรเจนสะสมอยู่มากที่สุด จะเกิดดาราจักรขนาดใหญ่ ในที่ที่ความเข้มข้นของไฮโดรเจนมีเพียงเล็กน้อย กาแล็กซีขนาดเล็กก็ปรากฏขึ้น เช่น ทางช้างเผือกซึ่งเป็นบ้านดาวฤกษ์ของเรา
เวอร์ชันตามที่เอกภพเป็นจุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุดซึ่งกาแลคซีหมุนรอบในระยะต่างๆ ของการพัฒนา
นับจากนี้เป็นต้นไป เอกภพได้รับการก่อตัวขึ้นเป็นครั้งแรกโดยมีขอบเขตและพารามิเตอร์ทางกายภาพที่ชัดเจน สิ่งเหล่านี้ไม่ใช่เนบิวลาอีกต่อไป การสะสมของก๊าซดาวฤกษ์และฝุ่นคอสมิก (ผลิตภัณฑ์จากการระเบิด) โปรโตคลัสเตอร์ของสสารดาวฤกษ์อีกต่อไป เหล่านี้คือประเทศดวงดาวซึ่งเป็นพื้นที่ขนาดใหญ่ในแง่ของจิตใจมนุษย์ จักรวาลเต็มไปด้วยปรากฏการณ์จักรวาลที่น่าสนใจ
จากมุมมองของเหตุผลทางวิทยาศาสตร์และแบบจำลองสมัยใหม่ของจักรวาล กาแลคซีก่อตัวขึ้นครั้งแรกจากการกระทำของแรงโน้มถ่วง สสารถูกเปลี่ยนให้เป็นวังวนสากลขนาดมหึมา กระบวนการสู่ศูนย์กลางทำให้เกิดการกระจายตัวของเมฆก๊าซออกเป็นกระจุก ซึ่งกลายเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ดวงแรก กาแล็กซีต้นแบบที่มีรอบการหมุนเร็วกลายเป็นกาแล็กซีก้นหอยเมื่อเวลาผ่านไป ในที่ที่มีการหมุนรอบตัวเองช้า และส่วนใหญ่สังเกตกระบวนการบีบอัดของสสาร กาแลคซีที่ผิดปกติก่อตัวขึ้น ซึ่งมักจะเป็นรูปวงรี เมื่อเทียบกับพื้นหลังนี้ กระบวนการที่ยิ่งใหญ่กว่าเกิดขึ้นในจักรวาล - การก่อตัวของกระจุกกาแลคซีขนาดใหญ่ซึ่งสัมผัสกันอย่างใกล้ชิดด้วยขอบของพวกมัน
กระจุกดาราจักรเป็นกลุ่มดาราจักรและกระจุกดาราจักรจำนวนมากในโครงสร้างขนาดใหญ่ของเอกภพ ภายใน 1 พันล้านเซนต์ ปีมีประมาณ 100 ซูเปอร์คลัสเตอร์
จากช่วงเวลานั้น เป็นที่ชัดเจนว่าเอกภพเป็นแผนที่ขนาดใหญ่ ซึ่งทวีปต่างๆ เป็นกลุ่มกาแล็กซี และประเทศต่างๆ เป็นกาแล็กซีขนาดใหญ่และกาแล็กซีที่ก่อตัวขึ้นเมื่อหลายพันล้านปีก่อน การก่อตัวแต่ละอย่างประกอบด้วยกระจุกดาว เนบิวลา การสะสมของก๊าซและฝุ่นระหว่างดาว อย่างไรก็ตามประชากรทั้งหมดนี้มีเพียง 1% ของปริมาณการก่อตัวสากลทั้งหมด มวลและปริมาตรหลักของกาแลคซีถูกครอบครองโดยสสารมืดซึ่งไม่สามารถหาได้
ความหลากหลายของเอกภพ: ประเภทของกาแล็กซี
ด้วยความพยายามของนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน เอ็ดวิน ฮับเบิล ขณะนี้เรามีขอบเขตของเอกภพและการจำแนกประเภทที่ชัดเจนของกาแล็กซีที่อาศัยอยู่ในนั้น การจำแนกประเภทขึ้นอยู่กับลักษณะโครงสร้างของการก่อตัวขนาดยักษ์เหล่านี้ ทำไมกาแลคซีมีรูปร่างต่างกัน? คำตอบสำหรับคำถามนี้และคำถามอื่น ๆ นั้นมาจากการจำแนกประเภทของฮับเบิล ซึ่งจักรวาลประกอบด้วยกาแลคซีประเภทต่าง ๆ ดังต่อไปนี้:
- เกลียว;
- วงรี;
- กาแล็กซีที่ไม่สม่ำเสมอ
อดีตประกอบด้วยการก่อตัวทั่วไปที่เติมเต็มจักรวาล คุณลักษณะเฉพาะของดาราจักรชนิดก้นหอยคือการมีอยู่ของก้นหอยที่กำหนดไว้อย่างชัดเจนซึ่งหมุนรอบนิวเคลียสที่สว่างหรือมีแนวโน้มที่จะเป็นสะพานดาราจักร กาแลคซีแบบก้นหอยที่มีแกนกลางจะแสดงด้วยสัญลักษณ์ S ในขณะที่วัตถุที่มีแถบตรงกลางมีสัญลักษณ์ SB อยู่แล้ว ชั้นนี้ยังรวมถึงกาแลคซีทางช้างเผือกของเรา ซึ่งใจกลางของแกนกลางถูกคั่นด้วยแถบเรืองแสง
ดาราจักรชนิดก้นหอยทั่วไป ตรงกลางแกนกลางที่มีสะพานเชื่อมจากปลายแขนหมุนวนจะมองเห็นได้ชัดเจน
การก่อตัวที่คล้ายกันนี้กระจายอยู่ทั่วจักรวาล กาแล็กซีก้นหอยที่อยู่ใกล้เราที่สุด Andromeda เป็นกาแล็กซีขนาดยักษ์ที่เข้าใกล้ทางช้างเผือกอย่างรวดเร็ว ตัวแทนที่ใหญ่ที่สุดของชั้นนี้ที่เรารู้จักคือกาแลคซียักษ์ NGC 6872 เส้นผ่านศูนย์กลางของดิสก์กาแลคซีของสัตว์ประหลาดตัวนี้อยู่ที่ประมาณ 522,000 ปีแสง วัตถุนี้อยู่ห่างจากกาแลคซีของเราเป็นระยะทาง 212 ล้านปีแสง
การก่อตัวดาราจักรประเภทต่อไปคือดาราจักรทรงรี การกำหนดตามการจัดประเภทของฮับเบิลคือตัวอักษร E (วงรี) รูปร่างเหล่านี้ก่อตัวเป็นรูปวงรี แม้ว่าจะมีวัตถุที่คล้ายกันจำนวนมากในจักรวาล แต่กาแลคซีทรงรีก็ไม่ได้แสดงออกมากนัก ส่วนใหญ่ประกอบด้วยวงรีเรียบๆ ที่เต็มไปด้วยกระจุกดาว วงรีไม่มีการสะสมของก๊าซระหว่างดวงดาวและฝุ่นจักรวาล ซึ่งแตกต่างจากวงก้นหอยกาแลคซี ซึ่งเป็นเอฟเฟกต์แสงหลักในการมองเห็นวัตถุดังกล่าว
ตัวแทนโดยทั่วไปของชั้นนี้ ซึ่งรู้จักกันในปัจจุบันคือเนบิวลาวงแหวนรูปวงรีในกลุ่มดาวไลรา วัตถุนี้อยู่ห่างจากโลก 2,100 ปีแสง
มุมมองของกาแล็กซีทรงรี Centaurus A ผ่านกล้องโทรทรรศน์ CFHT
วัตถุดาราจักรประเภทสุดท้ายที่อาศัยอยู่ในเอกภพคือดาราจักรที่ไม่ปกติหรือไม่สม่ำเสมอ การจำแนกประเภทฮับเบิลเป็นอักขระละติน I ลักษณะสำคัญคือรูปร่างไม่สม่ำเสมอ กล่าวอีกนัยหนึ่ง วัตถุดังกล่าวไม่มีรูปร่างสมมาตรที่ชัดเจนและรูปแบบเฉพาะ ในรูปของกาแล็กซีดังกล่าวคล้ายกับภาพแห่งความโกลาหลสากล ซึ่งกระจุกดาวสลับกับเมฆก๊าซและฝุ่นจักรวาล ในขนาดของเอกภพ กาแล็กซีที่ผิดปกติเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นบ่อยครั้ง
ในทางกลับกัน กาแล็กซีที่ไม่ปกติจะแบ่งออกเป็นสองประเภทย่อย:
- กาแลคซีที่ไม่สม่ำเสมอของชนิดย่อย I มีโครงสร้างที่ไม่สม่ำเสมอที่ซับซ้อน พื้นผิวมีความหนาแน่นสูง ซึ่งแตกต่างจากความสว่าง บ่อยครั้งรูปร่างที่ยุ่งเหยิงของกาแลคซีที่ผิดปกตินั้นเป็นผลมาจากการยุบตัวของดาราจักร ตัวอย่างทั่วไปของดาราจักรดังกล่าวคือเมฆแมกเจลแลนใหญ่และเล็ก
- กาแล็กซีย่อยประเภท II ที่ผิดปกติมีพื้นผิวต่ำ มีรูปร่างไม่เป็นระเบียบ และไม่สว่างมากนัก เนื่องจากการลดลงของความสว่าง การก่อตัวดังกล่าวจึงตรวจจับได้ยากในความกว้างใหญ่ของเอกภพ
เมฆแมเจลแลนใหญ่เป็นดาราจักรไร้รูปร่างที่อยู่ใกล้เรามากที่สุด ในทางกลับกัน การก่อตัวทั้งสองเป็นดาวเทียมของทางช้างเผือก และในไม่ช้า (ใน 1-2 พันล้านปี) อาจถูกดูดกลืนโดยวัตถุขนาดใหญ่กว่า
กาแล็กซีที่ไม่สม่ำเสมอ เมฆแมกเจลแลนใหญ่เป็นบริวารของกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา
แม้ว่าข้อเท็จจริงที่ว่าเอ็ดวิน ฮับเบิลจะจัดกาแลคซีออกเป็นชั้นต่างๆ ได้ค่อนข้างแม่นยำ แต่การจำแนกประเภทนี้ก็ไม่เหมาะ เราสามารถบรรลุผลลัพธ์ได้มากขึ้นหากเรารวมทฤษฎีสัมพัทธภาพของ Einstein ในกระบวนการรู้จักจักรวาล เอกภพมีรูปแบบและโครงสร้างที่หลากหลายซึ่งแต่ละรูปแบบมีคุณสมบัติและลักษณะเฉพาะของตัวเอง เมื่อเร็ว ๆ นี้ นักดาราศาสตร์สามารถตรวจจับการก่อตัวของดาราจักรใหม่ที่อธิบายว่าเป็นเทหวัตถุที่อยู่ตรงกลางระหว่างดาราจักรชนิดก้นหอยและดาราจักรทรงรี
ทางช้างเผือกเป็นส่วนที่เรารู้จักมากที่สุดในจักรวาล
แขนกังหันสองแขนที่อยู่รอบศูนย์กลางอย่างสมมาตร ประกอบกันเป็นส่วนประกอบหลักของดาราจักร ในทางกลับกันเกลียวประกอบด้วยแขนเสื้อที่ไหลเข้าหากันอย่างราบรื่น ที่จุดเชื่อมต่อของแขนของราศีธนูและหงส์ ดวงอาทิตย์ของเราตั้งอยู่ โดยอยู่ห่างจากศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือกที่ระยะทาง 2.62 10¹⁷ กม. วงก้นหอยและแขนของดาราจักรชนิดก้นหอยคือกระจุกของดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นเพิ่มขึ้นเมื่อเข้าใกล้ใจกลางดาราจักร ส่วนที่เหลือของมวลและปริมาตรของก้นหอยดาราจักรเป็นสสารมืด และมีเพียงส่วนเล็กๆ เท่านั้นที่เป็นก๊าซในอวกาศและฝุ่นจักรวาล
ตำแหน่งของดวงอาทิตย์ในอ้อมแขนของทางช้างเผือก ตำแหน่งของกาแลคซีของเราในจักรวาล
ความหนาของเกลียวอยู่ที่ประมาณ 2,000 ปีแสง เค้กทั้งชั้นนี้เคลื่อนที่อย่างต่อเนื่องโดยหมุนด้วยความเร็วมหาศาล 200-300 กม. / วินาที ยิ่งเข้าใกล้ศูนย์กลางของกาแล็กซีมากเท่าไหร่ ความเร็วการหมุนก็จะยิ่งสูงขึ้นเท่านั้น ดวงอาทิตย์และระบบสุริยะของเราจะใช้เวลา 250 ล้านปีในการปฏิวัติรอบใจกลางทางช้างเผือกอย่างสมบูรณ์
กาแล็กซีของเราประกอบด้วยดาวหลายล้านดวง ขนาดใหญ่และขนาดเล็ก มวลมากยิ่งยวดและขนาดกลาง กระจุกดาวที่หนาแน่นที่สุดในทางช้างเผือกคือแขนของราศีธนู ในภูมิภาคนี้มีการสังเกตความสว่างสูงสุดของกาแลคซีของเรา ส่วนตรงข้ามของวงกลมกาแลคซีนั้นสว่างน้อยกว่าและแยกแยะได้ไม่ดีจากการสังเกตด้วยสายตา
ส่วนกลางของทางช้างเผือกแสดงด้วยแกนกลาง ซึ่งคาดว่ามีขนาดประมาณ 1,000-2,000 พาร์เซก ในพื้นที่ที่สว่างที่สุดของกาแลคซีนี้ มีดาวฤกษ์จำนวนมากที่สุดกระจุกตัวอยู่ ซึ่งมีชั้นต่างๆ กัน มีเส้นทางการพัฒนาและวิวัฒนาการของมันเอง โดยพื้นฐานแล้ว ดาวเหล่านี้คือดาวฤกษ์ที่มีมวลหนักยิ่งยวดเก่าซึ่งอยู่ในขั้นสุดท้ายของลำดับหลัก การยืนยันการมีอยู่ของศูนย์กลางอายุของดาราจักรทางช้างเผือกคือการมีอยู่ของดาวนิวตรอนและหลุมดำจำนวนมากในบริเวณนี้ แท้จริงแล้ว ศูนย์กลางของจานหมุนก้นหอยของดาราจักรชนิดก้นหอยใดๆ ก็ตามคือหลุมดำมวลมหาศาล ซึ่งดูดวัตถุท้องฟ้าและสสารจริงเช่นเดียวกับเครื่องดูดฝุ่นขนาดยักษ์
หลุมดำมวลมหาศาลในใจกลางทางช้างเผือกเป็นสถานที่ที่วัตถุในดาราจักรทั้งหมดตาย
สำหรับกระจุกดาวในปัจจุบัน นักวิทยาศาสตร์สามารถจำแนกกระจุกดาวได้ 2 ประเภท ได้แก่ กระจุกดาวทรงกลมและกระจุกดาวเปิด นอกจากกระจุกดาวแล้ว วงก้นหอยและแขนของทางช้างเผือกก็เหมือนกับดาราจักรชนิดก้นหอยอื่นๆ ที่ประกอบด้วยสสารที่กระจัดกระจายและพลังงานมืด เป็นผลมาจากบิ๊กแบง สสารอยู่ในสถานะที่หายากมาก ซึ่งแสดงด้วยอนุภาคก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาวที่หายาก ส่วนที่มองเห็นได้ของสสารจะแสดงด้วยเนบิวลา ซึ่งจะแบ่งออกเป็นสองประเภท: เนบิวลาดาวเคราะห์และเนบิวลากระจาย ส่วนที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมของเนบิวลาอธิบายได้จากการหักเหของแสงของดาวฤกษ์ ซึ่งเปล่งแสงภายในก้นหอยไปทุกทิศทาง
ระบบสุริยะของเรามีอยู่จริงในซุปจักรวาลนี้ ไม่ เราไม่ใช่คนเดียวในโลกอันกว้างใหญ่ใบนี้ เช่นเดียวกับดวงอาทิตย์ ดาวหลายดวงมีระบบดาวเคราะห์ของตนเอง คำถามทั้งหมดคือจะตรวจจับดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างไกลได้อย่างไร หากระยะทางภายในกาแลคซีของเราเกินระยะเวลาของการมีอยู่ของอารยธรรมอัจฉริยะใดๆ เวลาในจักรวาลถูกวัดโดยเกณฑ์อื่นๆ ดาวเคราะห์ที่มีบริวารเป็นวัตถุที่เล็กที่สุดในจักรวาล จำนวนของวัตถุดังกล่าวไม่สามารถคำนวณได้ ดาวแต่ละดวงที่อยู่ในระยะมองเห็นอาจมีระบบดาวของตัวเอง อยู่ในอำนาจของเราที่จะมองเห็นเฉพาะดาวเคราะห์ที่มีอยู่ซึ่งอยู่ใกล้เรามากที่สุด สิ่งที่เกิดขึ้นในบริเวณใกล้เคียง โลกใดบ้างที่อยู่ในอ้อมแขนอื่นของทางช้างเผือก และดาวเคราะห์ดวงใดในดาราจักรอื่นยังคงเป็นปริศนา
Kepler-16 b เป็นดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่มีดาวคู่ Kepler-16 อยู่ในกลุ่มดาวหงส์
บทสรุป
ด้วยความคิดเพียงผิวเผินว่าเอกภพเกิดขึ้นได้อย่างไรและมันพัฒนาไปอย่างไร คนๆ หนึ่งจึงก้าวไปเพียงก้าวเล็กๆ เพื่อทำความเข้าใจและเข้าใจขนาดของเอกภพ ขนาดและมาตราส่วนอันยิ่งใหญ่ที่นักวิทยาศาสตร์ต้องจัดการในปัจจุบันบ่งชี้ว่าอารยธรรมของมนุษย์เป็นเพียงชั่วครู่หนึ่งในกลุ่มสสาร อวกาศ และเวลานี้
แบบจำลองจักรวาลตามแนวคิดของการมีอยู่ของสสารในอวกาศโดยคำนึงถึงเวลา
การศึกษาเอกภพเริ่มจาก Copernicus จนถึงปัจจุบัน ในตอนแรก นักวิทยาศาสตร์เริ่มต้นจากแบบจำลองเฮลิโอเซนตริก ในความเป็นจริง จักรวาลไม่มีศูนย์กลางที่แท้จริง และการหมุน การเคลื่อนไหว และการเคลื่อนไหวทั้งหมดเกิดขึ้นตามกฎของจักรวาล แม้จะมีข้อเท็จจริงที่ว่ามีคำอธิบายทางวิทยาศาสตร์สำหรับกระบวนการที่กำลังดำเนินอยู่ แต่วัตถุสากลนั้นถูกแบ่งออกเป็นคลาส ประเภท และประเภท ไม่มีวัตถุใดในอวกาศที่เหมือนกัน ขนาดของวัตถุท้องฟ้าเป็นค่าประมาณเช่นเดียวกับมวล ตำแหน่งของกาแลคซี ดวงดาว และดาวเคราะห์นั้นมีเงื่อนไข ประเด็นคือไม่มีระบบพิกัดในจักรวาล ในการสังเกตอวกาศ เราทำการฉายภาพบนขอบฟ้าที่มองเห็นทั้งหมด โดยพิจารณาว่าโลกของเราเป็นจุดอ้างอิงเป็นศูนย์ แท้จริงแล้วเราเป็นเพียงอนุภาคขนาดจิ๋วที่หลงทางในเอกภพอันกว้างใหญ่ไพศาล
จักรวาลเป็นสสารที่วัตถุทั้งหมดมีอยู่โดยสัมพันธ์ใกล้ชิดกับอวกาศและเวลา
เช่นเดียวกับการผูกมัดกับมิติ ควรพิจารณาเวลาในจักรวาลเป็นองค์ประกอบหลัก ต้นกำเนิดและอายุของวัตถุอวกาศช่วยให้คุณสร้างภาพการกำเนิดของโลกเพื่อเน้นขั้นตอนของวิวัฒนาการของจักรวาล ระบบที่เรากำลังจัดการนั้นเชื่อมโยงอย่างใกล้ชิดกับกรอบเวลา กระบวนการทั้งหมดที่เกิดขึ้นในอวกาศมีวัฏจักร - การเริ่มต้น การก่อตัว การเปลี่ยนแปลง และขั้นสุดท้าย พร้อมด้วยการตายของวัตถุที่เป็นวัตถุและการเปลี่ยนแปลงของสสารไปสู่อีกสถานะหนึ่ง
ข้อเท็จจริงที่เหลือเชื่อ
คุณเคยสงสัยไหมว่าจักรวาลนั้นใหญ่แค่ไหน?
8. อย่างไรก็ตาม ไม่มีอะไรเทียบได้กับดวงอาทิตย์
ภาพถ่ายของโลกจากอวกาศ
9. และนี่ มุมมองโลกของเราจากดวงจันทร์.
10. นี่คือเรา จากพื้นผิวดาวอังคาร.
11. และนี่ มุมมองของโลกหลังวงแหวนดาวเสาร์.
12. และนี่คือภาพถ่ายที่มีชื่อเสียง " จุดสีน้ำเงินซีด"ซึ่งถ่ายภาพโลกจากดาวเนปจูนจากระยะทางเกือบ 6 พันล้านกิโลเมตร
13. นี่คือขนาด โลกกับดวงอาทิตย์ซึ่งไม่พอดีกับรูปภาพเลยด้วยซ้ำ
ดาวที่ใหญ่ที่สุด
14. และนี่ ดวงอาทิตย์จากพื้นผิวดาวอังคาร.
15. อย่างที่ Carl Sagan นักดาราศาสตร์ชื่อดังเคยกล่าวไว้ในอวกาศ ดวงดาวยิ่งกว่าเม็ดทรายบนชายหาดทั้งหมดของโลก
16. มีมากมาย ดาวฤกษ์ที่ใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ของเรามาก. แค่ดูว่าดวงอาทิตย์เล็กแค่ไหน
ภาพถ่ายกาแล็กซีทางช้างเผือก
18. แต่ไม่มีอะไรเทียบกับขนาดของกาแลคซี ถ้าลด ดวงอาทิตย์มีขนาดเท่าเม็ดโลหิตขาว(เซลล์เม็ดเลือดขาว) และการหดตัวของกาแล็กซีทางช้างเผือกโดยใช้มาตราส่วนเดียวกัน คือ ทางช้างเผือกจะมีขนาดเท่ากับสหรัฐอเมริกา
19. นี่เป็นเพราะทางช้างเผือกมีขนาดใหญ่มาก นั่นคือสิ่งที่ระบบสุริยะอยู่ภายใน
20. แต่เราเห็นมากเท่านั้น ส่วนเล็ก ๆ ของกาแลคซีของเรา.
21. แต่กาแลคซีของเรายังเล็กเมื่อเทียบกับกาแลคซีอื่นๆ ที่นี่ ทางช้างเผือกเทียบกับ IC 1011ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 350 ล้านปีแสง
22. ลองคิดดู ในภาพนี้ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล กาแลคซีนับพันซึ่งแต่ละดวงประกอบด้วยดวงดาวหลายล้านดวง แต่ละดวงมีดาวเคราะห์เป็นของตนเอง
23. นี่คือหนึ่งใน กาแล็กซี UDF 423 ซึ่งอยู่ห่างออกไป 10 พันล้านปีแสง. เมื่อคุณดูรูปนี้ คุณมองย้อนกลับไปในอดีตหลายพันล้านปี กาแล็กซีเหล่านี้บางแห่งก่อตัวขึ้นหลังจากบิกแบงหลายร้อยล้านปี
24. แต่จำไว้ว่ารูปนี้สวยมาก ส่วนเล็กมากของจักรวาล. เป็นเพียงส่วนเล็กๆ ของท้องฟ้ายามค่ำคืน
25. ค่อนข้างปลอดภัยที่จะสันนิษฐานว่าอยู่ที่ไหนสักแห่ง หลุมดำ. นี่คือขนาดของหลุมดำเมื่อเทียบกับวงโคจรของโลก
2.2. สเกลระยะทางในจักรวาล วิธีการประมาณขนาดและระยะทาง
ความไม่มีที่สิ้นสุดและความกว้างใหญ่ของจักรวาลทำให้เกิดความรู้สึกชื่นชมและเกรงขาม
ดังนั้นนักฟิสิกส์ชาวเยอรมันผู้ประดิษฐ์ปั๊มลมซึ่งแสดงให้เห็นถึงความกดอากาศ (ทดลองกับ "ซีกโลกมักเดบูร์ก") และศึกษาคุณสมบัติหลายอย่าง O. von Guericke ได้ทำการทดลองเพื่อพิสูจน์ว่าจักรวาลว่างเปล่า อยู่ทั่วไปทุกหนทุกแห่งและไม่มีที่สิ้นสุด สิ่งนี้ขัดแย้งกับวิทยาศาสตร์ของต้นศตวรรษที่ 17 เขาเขียนว่าด้วยความพยายามที่จะรู้โครงสร้างของโลก ก่อนอื่นเขาตกใจกับขอบเขตที่เกินจินตนาการ
จักรวาล. เธอเองที่กระตุ้นความปรารถนาอันแรงกล้าในตัวเขาให้สืบให้รู้ว่ามันคือสิ่งใดที่แผ่กระจายอยู่ระหว่างเทห์ฟากฟ้า: “แท้จริงแล้วมันคืออะไรกันแน่? แต่มันมีทุกสิ่งและให้สถานที่สำหรับการดำรงอยู่และการดำรงอยู่ บางทีมันอาจจะเป็นสสารบนท้องฟ้าที่ลุกเป็นไฟ ของแข็ง (ตามที่อริสโตเติ้ลกล่าวอ้าง) ของเหลว (ตามที่โคเปอร์นิคัสและไทโค บราเฮคิด) หรือแก่นแท้ที่ห้าโปร่งใสบางชนิด? หรือความว่างจากสิ่งใดๆ กล่าวคือ มีความว่างเปล่าที่ถูกปฏิเสธอยู่ตลอดเวลา
ระยะทางในโลกของดวงดาววัดเป็นปีแสง (1 ปีแสง ≈ 9.5 10 12 กม.) หรือเป็นพาร์เซก (1 ชิ้น = 3.26 ปีแสง = 206 265 AU = 3.1 10 16 ม.) ระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ใน 1 AU (หน่วยดาราศาสตร์) ≈ 150 ล้านกม. แสงหมดภายใน 8.5 นาที ดวงจันทร์อยู่ห่างประมาณ 1 เซนต์ s หรือ 384,000 กม. หรือ 60 รัศมีของโลก เส้นผ่านศูนย์กลางของระบบสุริยะมีหลายชั่วโมงแสง และดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด (Proxima ของกลุ่มดาวคนกลาง) อยู่ห่างออกไปประมาณ 4 ชั่วโมงแสง ปี.
ในสมัยโบราณ ผู้คนต่างมีความคิดเกี่ยวกับโลกและรูปร่างที่แตกต่างกัน ดังนั้นชาวฮินดูจึงจินตนาการว่าโลกเป็นเครื่องบินที่วางอยู่บนหลังช้าง ชาวบาบิโลน - ในรูปแบบของภูเขาบนเนินเขาทางตะวันตกซึ่งเป็นบาบิโลน ชาวยิว - ในรูปแบบของที่ราบ ฯลฯ แต่ไม่ว่าในกรณีใดเชื่อกันว่าโดมแห่งสวรรค์เชื่อมต่อกับท้องฟ้าในที่ใดที่หนึ่ง วิทยาศาสตร์ของโลก ภูมิศาสตร์ เป็นหนี้รูปลักษณ์และการพัฒนาของชาวกรีกโบราณซึ่งเป็นตัวแทนของโลกในรูปแบบของเค้กกลมที่มีกรีซอยู่ตรงกลาง Hecateus of Miletus คำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางของมัน - 8,000 กม. สำหรับบรรพบุรุษที่อยู่ห่างไกลของเรา การวางแนวในอวกาศมีความสำคัญอย่างยิ่ง สั่งซื้อให้ความปลอดภัย
ในเมโสโปเตเมียและอียิปต์ การสังเกตท้องฟ้าเป็นสิทธิพิเศษของนักบวชและเกี่ยวข้องกับโหราศาสตร์ ผู้คนสังเกตเห็นว่าดาวเคราะห์ต่างๆ เคลื่อนที่สวนทางกับพื้นหลังของดวงดาว (จากภาษากรีก ดาวเคราะห์ - หลง). พวกเขาเริ่มสร้างแบบจำลองของพื้นที่โลกรอบๆ ตัวบุคคล แบบจำลองของโลก มนุษย์และด้วยเหตุนี้ โลกของเราจึงถูกจัดให้อยู่ในศูนย์กลางของโลก ตำแหน่งที่โดดเด่นของบุคคลดังกล่าวสอดคล้องกับความคิดของผู้สังเกตการณ์ อริสโตเติลให้เหตุผลทางปรัชญาธรรมชาติสำหรับระบบดังกล่าว: เขาเป็นตัวแทนของจักรวาลเป็นทรงกลมทางวัตถุจำนวนมากที่เชื่อมต่อถึงกัน ซึ่งแต่ละอันเป็นไปตามกฎของมันเอง เขาไม่สามารถอธิบายการเคลื่อนที่ที่ชัดเจนของเทห์ฟากฟ้าจากตะวันออกไปตะวันตกได้ และจำกัดตัวเองอยู่เพียงคำกล่าวที่ว่า: "ธรรมชาติใช้สิ่งที่ดีที่สุดที่เป็นไปได้เสมอ" Eudoxus นักเรียนอีกคนหนึ่งของ Plato พยายามหาจลนพลศาสตร์ของดาวเคราะห์ตามสมมติฐานของการเคลื่อนที่ตามเส้นโค้งในอุดมคติ - วงกลม ในการทำเช่นนี้ เขาต้องเลือกความเร็วและทิศทางการเคลื่อนที่ของทรงกลมสาม (และเจ็ด) เพื่ออธิบายการเคลื่อนที่ที่ชัดเจนของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ และทรงกลม 26 ชิ้นสำหรับดาวเคราะห์ อริสโตเติลใช้ทรงกลมไปแล้ว 56 ลูก และนักคณิตศาสตร์ Apollonius ได้เสนอทฤษฎีของ epicycles: ดาวเคราะห์เคลื่อนที่เป็นวงโคจรเป็นวงกลม ซึ่งจุดศูนย์กลางอธิบายถึงวงกลมรอบโลก ระบบนี้ได้รับการพัฒนาโดยนักดาราศาสตร์ชื่อดัง Hipparchus ซึ่งรวบรวมรายการดาวฤกษ์ 850 ดวงชุดแรก ระบุกลุ่มดาวและค้นพบการเคลื่อนตัวของแกนโลก เขาถือเป็นหนึ่งในผู้ก่อตั้งดาราศาสตร์ ในอริสโตเติล ทุกสิ่งไม่ได้เป็นเช่นนั้น
การเคลื่อนที่ของท้องฟ้าเกิดขึ้นตามเส้นทางโคจรในอุดมคติ ในขณะที่กฎการเคลื่อนที่บนโลกนั้นแตกต่างออกไป มุมมองของอริสโตเติลได้รับการยอมรับจากคริสตจักรและคงอยู่มาเกือบ 20 ศตวรรษ
ระบบศูนย์กลางของโลก(ของระบบสุริยะ) มีความเกี่ยวข้องกับทอเลมี นักดาราศาสตร์ชาวอเล็กซานเดรีย ผู้ซึ่งสรุปแนวคิดที่มีอยู่ก่อนหน้าเขา ตามแบบจำลองของปโตเลมีที่กำหนดไว้ในผลงานของเขา "Almagest" ("การก่อสร้างที่ยิ่งใหญ่") ดวงจันทร์ ดาวพุธ ดาวศุกร์ ดวงอาทิตย์ ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ และท้องฟ้าของดาวที่อยู่นิ่งเคลื่อนที่รอบโลกทรงกลมและไม่เคลื่อนที่ ทรงกลมของดวงดาวที่อยู่คงที่นั้นล้อมรอบด้วยที่อยู่อาศัยของผู้ที่ได้รับพรซึ่งวาง "ผู้เสนอญัตติสำคัญ" ศูนย์กลางของดวงที่เคลื่อนที่จะเคลื่อนที่เป็นวงกลมนอกรีตเมื่อเทียบกับโลก สำหรับดาวเคราะห์ ต้องมีการแนะนำระบบของวงกลม - epicycles ระบบนี้ยุ่งยากและซับซ้อนยิ่งขึ้นเมื่อวัสดุสะสม แต่ก็ช่วยในการประมาณครั้งแรกเพื่อทำความเข้าใจปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ เป็นเวลาหลายศตวรรษที่ระบบ geocentric ถือเป็นระบบเดียวที่แท้จริงซึ่งสอดคล้องกับคำอธิบายในพระคัมภีร์เกี่ยวกับการสร้างโลก ในช่วงยุคฟื้นฟูศิลปวิทยาการเท่านั้นที่การพัฒนาความคิดต่าง ๆ เริ่มขึ้น
ระบบ heliocentric(จากภาษากรีก. เฮลิออส - ดวงอาทิตย์) มีความเกี่ยวข้องกับชื่อของนักวิทยาศาสตร์ชาวโปแลนด์ N. Copernicus เขาฟื้นสมมติฐานของ Pythagorean Aristarchus แห่ง Samos เกี่ยวกับโครงสร้างของโลก: โลกหลีกทางให้ใจกลางดวงอาทิตย์และกลายเป็นดาวเคราะห์ดวงที่สามติดต่อกันในบรรดาดาวเคราะห์ที่หมุนเป็นวงโคจร โคเปอร์นิคัสผ่านการคำนวณทางคณิตศาสตร์ที่ซับซ้อน อธิบายการเคลื่อนที่ที่มองเห็นได้แปลกๆ ซึ่งแตกต่างกันสำหรับดาวเคราะห์วงนอก (ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์) และวงใน (ดาวพุธ ดาวศุกร์) โดยการเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์ ในหนังสือเรื่อง On the Revolutions of the Celestial Spheres (1543) เขาแย้งว่าดาวเคราะห์เป็นบริวารของดวงอาทิตย์ เมื่อโลกเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์ แซงหน้าดาวเคราะห์ดวงอื่นหรือล้าหลัง สำหรับเราแล้วดูเหมือนว่าดาวเคราะห์เหล่านั้นกำลังเคลื่อนที่ไปมา คำสอนของ Copernicus กระทบกระเทือน โดยความคิดที่แพร่หลายเกี่ยวกับโครงสร้างของโลกและมีความสำคัญในการปฏิวัติต่อการพัฒนาวิทยาศาสตร์โดยรวมในภายหลัง มันทำลายความแตกต่างในกฎแห่งการเคลื่อนไหวในสวรรค์และบนโลกและสร้างแนวคิดเรื่องเอกภาพของโลก ดังที่ A. Einstein กล่าว โคเปอร์นิคัส "เรียกมนุษย์ให้เจียมเนื้อเจียมตัว" 73 ปีหลังจากการมรณกรรมของ Copernicus และการตีพิมพ์หนังสือ คริสตจักรได้สั่งห้าม และมีเพียงในปี 1828 เท่านั้นที่คำสั่งห้ามนี้ถูกยกเลิก แต่โคเปอร์นิคัสยังคงสันนิษฐานว่ามีจุดศูนย์กลางของจักรวาลอยู่ ซึ่งเขาได้วางดวงอาทิตย์ไว้ และข้อบกพร่องของทฤษฎีนี้ก็ได้รับการแก้ไขโดยผู้อื่นแล้ว ดังนั้น คนกลุ่มแรกๆ ที่ปกป้องคำสอนของโคเปอร์นิคัส (จุดศูนย์กลางคือดวงอาทิตย์ ไม่ใช่โลก) คือเจ. บรูโน ผู้ซึ่งถือว่าเอกภพมีดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์มากมายนับไม่ถ้วน
การหมุนของโลกรอบดวงอาทิตย์พิสูจน์ได้จากการปรากฏตัวของดาวพารัลแลกซ์ประจำปี และการหมุนรอบแกนของมันได้รับการพิสูจน์โดยการรักษาทิศทางการแกว่งของลูกตุ้ม Foucault
ขนาดของดาวเคราะห์ถูกกำหนดโดยการสังเกตการเคลื่อนที่อย่างระมัดระวัง ดังนั้น ดาวพุธ - ดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด - อยู่ใกล้เสมอ เมื่อมองจากโลก ความเบี่ยงเบน (การยืดตัวสูงสุด) อาจสูงถึง 23 ° ในขณะที่ดาวศุกร์ (ดาวเคราะห์ดวงที่สองจากดวงอาทิตย์) - 43 - 48 ° รัศมีวงโคจรของดาวพุธประมาณ 0.38 กรัศมีวงโคจรของโลก โดยที่ ก = 1 ก. e. และ Venus - 0.7 ก. อี
Eratosthenes ประเมินขนาดของโลกได้อย่างแม่นยำอย่างน่าประหลาดใจตั้งแต่ศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช พ.ศ e. วัดความเบี่ยงเบนเชิงมุมของดวงอาทิตย์จากจุดสูงสุดในอเล็กซานเดรียที่ 7 ° 30 "ในขณะที่ Syene (อัสวานสมัยใหม่) อยู่ที่จุดสูงสุด ในเวลาเดียวกัน 7 ° 30" คิดเป็นเศษส่วนของ 360 ° ซึ่งเป็นระยะทาง 800 กม. ระหว่างเมืองจากเส้นรอบวงทั้งหมดของโลก ดังนั้นเขาจึงได้ความยาวนี้ - 40,000 กม. ตอนนี้ 40,075.696 กม. (รูปที่ 2.1) เพราะมันมีค่าเท่ากัน 2 π ร , กำหนดรัศมีของโลกที่ 6400 กม. (ในมาตรวัดวิธีนี้เรียกว่าวิธีการวัดรอบ)
คุณสามารถสร้างแผนภาพโดยประมาณของระบบสุริยะได้ ในการรับค่าสัมบูรณ์ของระยะทางคุณต้องรู้รัศมีวงโคจรของดาวเคราะห์อย่างน้อยหนึ่งดวง สามารถระบุได้โดยใช้เรดาร์ ตอนนี้ระยะทางทั้งหมดถูกกำหนดค่อนข้างแม่นยำและด้วยวิธีต่างๆ ด้วยวิธีเรดาร์ สัญญาณคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าระยะสั้นอันทรงพลังจะถูกส่งไปยังวัตถุที่กำลังศึกษา จากนั้นจึงรับสัญญาณสะท้อนกลับ ความเร็วการแพร่กระจายของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในสุญญากาศ ค = 299 792 458 ม./วินาที หากคุณวัดเวลาที่สัญญาณใช้ในการไปถึงวัตถุและถอยหลังอย่างแม่นยำ การคำนวณระยะทางที่ต้องการจะทำได้ง่าย การสังเกตด้วยเรดาร์ทำให้สามารถระบุระยะทางไปยังวัตถุท้องฟ้าของระบบสุริยะได้อย่างแม่นยำ
หัวข้อ ด้วยวิธีนี้ ระยะทางไปยังดวงจันทร์ ดาวศุกร์ ดาวพุธ ดาวอังคาร และดาวพฤหัสบดีได้รับการปรับปรุง
พารัลแลกซ์- การกระจัดเชิงมุมของวัตถุซึ่งสามารถระบุระยะทางได้ จากประสบการณ์จริง เป็นที่ทราบกันดีว่าอัตราการเปลี่ยนทิศทางไปยังวัตถุระหว่างการเคลื่อนที่ของผู้สังเกตนั้นยิ่งน้อยลง วัตถุก็ยิ่งอยู่ห่างจากผู้สังเกตมากขึ้นเท่านั้น วิธีการพารัลแลกซ์ทางเรขาคณิต (รูปสามเหลี่ยม) ช่วยให้คุณวัดระยะทางในมหภาคโดยใช้ทฤษฎีบทของเรขาคณิตแบบยุคลิด (รูปที่ 2.2, ก).ปรากฏการณ์พารัลแลกซ์ทางเรขาคณิตเป็นพื้นฐานของการมองเห็นสามมิติในมนุษย์และสัตว์ วิธีพารัลแลกซ์กำหนดระยะทางไปยังดาวเคราะห์ที่ใกล้ที่สุด (รูปที่ 2.2 ข).คุณยังสามารถตรวจจับการเปลี่ยนแปลงเมื่อผู้สังเกตเคลื่อนที่เนื่องจากการเคลื่อนไหวในแต่ละวันของโลก ราวกับว่าเขาเคลื่อนจากใจกลางโลกไปยังจุดเส้นศูนย์สูตรซึ่งดูเหมือนว่าดาวเคราะห์จะอยู่บนขอบฟ้า มุมที่ผู้ส่องสว่างเห็นรัศมีเส้นศูนย์สูตรของโลกซึ่งตั้งฉากกับแนวสายตาเรียกว่า พารัลแลกซ์รายวัน Parallax เฉลี่ยต่อวันของดวงอาทิตย์คือ 8.794" ดวงจันทร์ - 57.04"
วิธีการพารัลแลกซ์ทางเรขาคณิตยังเหมาะสำหรับการกำหนดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด หากใช้เส้นผ่านศูนย์กลางของวงโคจรของโลกเป็นฐาน ไม่ใช่รัศมีของโลก ช่วยให้คุณประมาณระยะทางได้สูงสุด 100 sv ปี (รูปที่ 2.2, วี). ประจำปีพารัลแลกซ์ดวงดาวเป็นมุม (ถึง),โดยทิศทางสู่ดาวฤกษ์จะเปลี่ยนไปหากผู้สังเกตเคลื่อนที่จากศูนย์กลางระบบสุริยะมายังวงโคจรของโลกในทิศทางที่ตั้งฉากกับทิศทางสู่ดาวฤกษ์ กล่าวอีกนัยหนึ่ง นี่คือมุมที่มองเห็นกึ่งแกนหลักของวงโคจรของโลกจากดาวฤกษ์ ซึ่งตั้งฉากกับแนวสายตา (รูปที่ 2.2, ช). กับพารัลแลกซ์ประจำปียังเกี่ยวข้องกับหน่วยหลักในการวัดระยะทางระหว่างดวงดาว - พาร์เซก(จากพารัลแลกซ์และวินาที): 1 ชิ้น \u003d \u003d 206 265 ก. จ. = 3.263 เซนต์ ปี \u003d 3.086 10 16 ม. ดังนั้นดาวที่อยู่ใกล้เราที่สุด Proxima Centauri ที่ i = 0.762 "อยู่ที่ระยะทาง 1.31 ชิ้น อัลฟ่าของกลุ่มดาวเซนทอร์เดียวกันที่ i \u003d 0.751" "อยู่ที่ระยะทาง 1.33 ชิ้น และดาวซิเรียส (Alpha Canis Major) ที่มีชื่อเสียงคือ 0.375" และ 2.66 ชิ้นตามลำดับ
แม้ว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของวงโคจรของโลกจะอยู่ที่ 3-10 11 ม. แต่เนื่องจากระยะทางที่ไกลจากดวงดาวจึงเป็นเรื่องยากที่จะวัดมุม ท้องฟ้าถูกถ่ายภาพด้วยกล้องโทรทรรศน์ทุกๆ 6 เดือน เมื่อนำภาพถ่ายมาซ้อนกัน ภาพของดาวส่วนใหญ่จะเรียงชิดกัน แต่สำหรับดาวที่อยู่ใกล้ที่สุด พวกมันจะถูกแทนที่ อัตราส่วนของการชดเชยเล็กน้อยนี้กับความยาวโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์จะให้มุมเดียวกันกับอัตราส่วนของฐานต่อระยะทางไปยังดาวฤกษ์ การเลื่อนภาพของดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดอยู่ที่ประมาณ 1 "สำหรับทางยาวโฟกัส 10 ม. และจะอยู่ที่ 50 10 -6 ม. บนจานถ่ายภาพ หรือ 50 ไมครอน ซึ่งสามารถวัดได้ด้วยกล้องจุลทรรศน์เท่านั้น ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในกลุ่มดาวเซนทอรัสนั้นอยู่ห่างจากโลก 4.3 ปีแสง ซึ่งห่างจากดวงอาทิตย์ 272,000 เท่า
ก- การกำหนดระยะทางไปยังเรือ (ตามคำแนะนำของ Thales) ข- การกำหนดระยะทางไปยังดาวอังคาร (ในหน่วยรัศมีของโลก) วี- การกำหนดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ใกล้เคียง (พารัลแลกซ์ประจำปี) ช- การกำหนดระยะทางไปยังดวงดาวที่อยู่ห่างไกล (พารัลแลกซ์ประจำปี) (1 AU = = 1.5 10 11 ม.)
เมื่อไม่มีเครื่องมือสำหรับกำหนดมุมอย่างแม่นยำ วิธีนี้จึงถูกนำมาใช้ หากวัตถุสองดวงที่มีความสว่างเท่ากัน วัตถุหนึ่งอยู่ห่างจากวัตถุอื่นในระยะ i เท่า วัตถุที่อยู่ใกล้กันจะดูเหมือนอยู่ใน พี 2 สว่างขึ้นหลายเท่า ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์สว่างกว่าดาวซิริอุส 10 เท่า ดังนั้นซิริอุสจึงอยู่ห่างจากโลกมากกว่าดวงอาทิตย์หนึ่งล้านเท่า ความสว่างของดาวดวงอื่นสามารถเปรียบเทียบได้โดยใช้กฎเดียวกันกับความสว่างของดาวซิริอุส เป็นต้น ซิเรียสอายุประมาณ 10 เซนต์ ปี.
จากการกระจายของดาว โดยท้องฟ้าเป็นไปตามที่พวกเขาก่อตัวเป็นวงกลมขนาด 10 5 sv ปี เนื่องจากความสว่างของดาวฤกษ์ที่จางที่สุดนั้นน้อยกว่าความสว่างของซิเรียสประมาณ 10 8 เท่า ความหนาของดิสก์นี้ประมาณ 10 4 St. ปี. ระยะทางเฉลี่ยระหว่างดวงดาวในกาแล็กซีคือประมาณ 10 วินาที ปี ดังนั้นจำนวนดาวโดยเฉลี่ย - 50 พันล้านดวง เมื่อเรามองไปทางใจกลางกาแล็กซีเราจะเห็นกลุ่มดาวขนาดใหญ่ - ทางช้างเผือก ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากศูนย์กลางถึงขอบกาแล็กซีประมาณ 2/3 ในอ้อมแขนข้างใดข้างหนึ่ง จากดวงดาวที่เลือนลางของทางช้างเผือก แสงเดินทางมายังโลกเป็นเวลานับหมื่นปี ซึ่งอยู่ไกลจากเรามาก ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า แม้ว่าหลายดวงจะเป็นดาวยักษ์สีขาวและสีขาวอมน้ำเงินที่ปลดปล่อยพลังงานออกมามากกว่าดวงอาทิตย์หลายหมื่นเท่า ซึ่งเป็นดาวแคระเหลืองทั่วไปที่มีอุณหภูมิพื้นผิว 6,000 เคลวิน สำหรับผู้สังเกตการณ์ทางโลก แขนกังหันของแถบเส้นศูนย์สูตรของกาแล็กซีจะถูกฉายเป็นแถบสว่างของทางช้างเผือกซึ่งเป็นพื้นฐานของกาแล็กซี (จากภาษากรีก กาแลคติกอส - น้ำนม, น้ำนม).
กาแล็กซีอื่นมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์เป็นจุดพร่ามัวเล็กๆ และเรียกว่าเนบิวลา จะกำหนดระยะทางได้อย่างไร? ความสว่างทั้งหมดของ Andromeda Nebula มีค่าเท่ากับความสว่างของดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างออกไป 10 ly ปี. ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์ที่มีประสิทธิภาพ พบว่าในกาแลคซีอื่นมีจำนวนดาวฤกษ์พอๆ กันในทางช้างเผือก ซึ่งหมายความว่าเนบิวลานี้สว่างกว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงในกาแล็กซีถึง 5 หมื่นล้านเท่า และระยะทางถึงเนบิวลาควรมากกว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงมาก เช่น ผลคูณของจำนวนนี้เท่ากับ 10 เซนต์ ปี หรือประมาณ 2 ล้านเซนต์ ปี. ค่าประมาณคร่าวๆ นี้สอดคล้องกับวิธีอื่นๆ ที่ให้ไว้ ระยะทางจาก Galaxy ถึง Andromeda Nebula เป็น 20 เท่าของเส้นผ่านศูนย์กลางของ Galaxy นั่นคือแสงที่มาจากมันและที่เราเห็นตอนนี้ออกจาก Galaxy นี้เมื่อยังไม่มีผู้คนบนโลก แต่ชีวิตได้เกิดขึ้นแล้ว
ระยะทางไปยังกาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดถูกกำหนดโดยการวัดความสว่างสัมพัทธ์ตามกฎของการลดลงของความเข้มของจุดกำเนิดตามสัดส่วนกับกำลังสองของระยะทาง สำหรับระยะทางที่มาก จะไม่สามารถหาพื้นฐานที่เหมาะสมได้อีกต่อไป ดังนั้นจึงใช้คุณสมบัติของแสงและการพึ่งพาความถี่ของแสงกับความเร็วของวัตถุที่แผ่รังสี (เอฟเฟกต์ Doppler) กาแล็กซีที่อยู่ห่างไกลเหล่านี้เป็นเอกภพของเกาะ แต่ละแห่งประกอบด้วยดาวหลายพันล้านดวง
เนื่องจากดาวส่วนใหญ่ที่เรารู้จักอยู่ไกลเกินกว่าที่วิธีพารัลแลกซ์จะคำนวณระยะทางถึงมันได้ จึงต้องมีการคิดค้นวิธีอื่นๆ หนึ่งในนั้นมาจากการศึกษา เซเฟอิด,ดาวแปรแสงทางกายภาพประเภททั่วไปและสำคัญมาก เซเฟอิดส์เป็นดาวฤกษ์ที่เต้นเป็นจังหวะไม่หยุดนิ่ง ซึ่งจะขยายและหดตัวเป็นระยะๆ ทำให้ความสว่างของพวกมันเปลี่ยนไป ระหว่างช่วงเวลาของการเต้นของ Cepheids และความส่องสว่างมีความสัมพันธ์ที่เรียกว่า โดยคุณสามารถ
กำหนดความส่องสว่างและคำนวณระยะทางไปยัง Cepheid หากทราบความสว่างที่ปรากฏและระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของ Cepheid จากการสังเกต เซเฟอิดมองเห็นได้จากระยะไกล และด้วยการตรวจจับพวกมันในระบบดาวที่อยู่ห่างไกล ทำให้สามารถระบุระยะห่างของระบบเหล่านี้ได้
ในยุค 20 ศตวรรษที่ 20 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน อี. ฮับเบิล ใช้ภาพถ่ายของเนบิวลาแอนดรอเมดาที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในเวลานั้น วัดลักษณะของดาวแต่ละดวงและประเมินระยะห่างจากมันโดยอิสระหลายครั้ง ดังนั้นเขาจึงพิสูจน์ได้ว่า Andromeda Nebula อยู่นอกทางช้างเผือก จากนั้นฮับเบิลก็สำรวจจักรวาลในระยะไกล - 500 ล้าน sv ปี. แม้ว่าเนบิวลาที่ค้นพบทั้งหมดไม่ได้กลายเป็นกาแลคซี แต่นักวิทยาศาสตร์ก็ระบุกาแลคซีอื่นๆ ได้ถึง 100 ล้านกาแล็กซีในบริเวณนี้ ปัจจุบัน มีการค้นพบกาแลคซีหลายประเภทในเอกภพ และมีจำนวนประมาณ 10,000 ล้านกาแล็กซี
ในทางวิทยาศาสตร์ การเปรียบเทียบเชิงปริมาณเกิดขึ้น ดังนั้นการวัดจึงมีความสำคัญ การวัด- นี่คือคำจำกัดความของปริมาณที่ไม่รู้จักโดยหน่วยวัดที่รู้จัก ความเป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปีของอวกาศเป็นตัวกำหนดความสามารถในการวัดระยะทางโดยใช้ความยาวมาตรฐานเดียว ระยะทางระหว่างจุดสองจุดเรียกว่าความยาวของส่วนที่เชื่อมต่อจุดเหล่านี้ การวัดด้วยมาตรฐานจำเป็นต้องสัมผัสโดยตรงกับจุดที่วัดระยะทาง ยกเว้นกรณีที่ง่ายที่สุดของการวัด (โดยใช้ไม้บรรทัดหรือเทปวัด) วิธีนี้ใช้จลนศาสตร์ - ส่วนของกลศาสตร์ที่ให้คำอธิบายทางคณิตศาสตร์ของการเคลื่อนไหวทางกลทุกประเภท โดยไม่คำนึงถึงเหตุผลที่รับประกันการใช้งานการเคลื่อนไหวเฉพาะแต่ละประเภท
ในการวัดความยาวในวิชาฟิสิกส์ พวกเขาใช้ระบบเมตริกซึ่งได้รับการพัฒนามาทางประวัติศาสตร์และมีความเกี่ยวข้องกับช่วงการปฏิวัติฝรั่งเศส ในขั้นต้น เมตรถูกกำหนดให้เป็นหนึ่งในสิบล้านของระยะทางจากเส้นศูนย์สูตรไปยังขั้วโลกเหนือตามเส้นเมอริเดียนที่ผ่านปารีส ในปี พ.ศ. 2432 เครื่องวัดถูกกำหนดอย่างเป็นทางการให้เป็นระยะห่างระหว่างเครื่องหมายขนานสองอันที่ทำขึ้นบนแถบแพลทินัม-อิริเดียม มันถูกจัดเก็บภายใต้เงื่อนไขที่กำหนดอย่างเคร่งครัดที่สำนักงานชั่งตวงวัดระหว่างประเทศในเมืองเซเวร์ ชานเมืองปารีส เป็นไปได้ที่จะเปรียบเทียบความยาวของลำตัวกับเครื่องวัดอ้างอิงที่มีข้อผิดพลาดสูงถึง 2 10 -7 โดยใช้กล้องจุลทรรศน์ที่มีความแม่นยำ ความแม่นยำนี้พิจารณาจากความหนาของเครื่องหมาย ในปี 1961 ความยาวคลื่นในสุญญากาศของแสงสีส้มที่ปล่อยออกมาจากไอโซโทป Kr-86 ถูกนำมาใช้เป็นมาตรฐานความยาวคลื่น 1 ม. คือ 1,650,763.73 ความยาวคลื่นของ Kr-86 ในปี 1983 ในการประชุมเจนัวครั้งที่ 17 เรื่องน้ำหนักและการวัด คำจำกัดความใหม่ของมาตรวัดถูกนำมาใช้: "หนึ่งเมตรคือความยาวของเส้นทางที่แสงเดินทางในสุญญากาศใน 1/299792458 วินาที"
ในจักรวาลขนาดเล็ก ระยะทางจะถูกวัดโดยใช้ปรากฏการณ์การเลี้ยวเบนของลำแสงโฟตอนหรืออนุภาคมูลฐานอื่นๆ บนโครงผลึก เป็นมาตรฐานในการนี้
ในกรณีนี้ ความยาวคลื่นจะเคลื่อนไปข้างหน้า ซึ่งตามหลักการของความเป็นคู่ของคลื่นและอนุภาค จะอธิบายพฤติกรรมของอนุภาคในลำแสง ใน microworld จะใช้หน่วยความยาว 1 µm = = 10 -6 m; 1 นาโนเมตร \u003d 10 -9 ม. ความยาวคลื่นของสีแดงคือ 720 นาโนเมตรและสีม่วงคือ 430 นาโนเมตร ขนาดของอนุภาคฝุ่นคือ 10 -4 ม. เส้นผ่านศูนย์กลางของโมเลกุล DNA คือ 2 10 -9 ม. อะตอมของไฮโดรเจนคือ 3 10 -11 ม.
หนึ่งในผู้เขียนบทความนี้ได้ทำงานหลายอย่าง เช่น เกี่ยวกับสุริยะโคโรนาและกาแล็กซี และดูเหมือนว่าเขาจะมีรูปร่างผิดปกติเป็นทรงกลมที่มีขนาดใกล้เคียงกันโดยประมาณ - ประมาณ 10 ซม. ... ทำไมต้อง 10 ซม. ภาพนี้เกิดขึ้นโดยไม่รู้ตัวเพียงเพราะบ่อยครั้งเกินไปเมื่อคิดถึงเรื่องนี้หรือปัญหาของฟิสิกส์สุริยะหรือกาแล็กซี่ ผู้เขียนดึงโครงร่างของหัวเรื่องในความคิดของเขาในสมุดบันทึกธรรมดา (ในกล่อง) เขาวาดพยายามที่จะปฏิบัติตามขนาดของปรากฏการณ์ ตัวอย่างเช่น สำหรับคำถามที่อยากรู้อยากเห็นมากข้อหนึ่ง เป็นไปได้ที่จะวาดการเปรียบเทียบที่น่าสนใจระหว่างโคโรนาสุริยะกับกาแล็กซี (หรือเรียกว่า "โคโรนากาแล็กซี") แน่นอน ผู้เขียนรู้ดีว่า "ในทางปัญญา" ว่าขนาดของกาแล็กซีโคโรนานั้นใหญ่กว่าขนาดของดวงอาทิตย์หลายแสนล้านเท่า แต่เขาลืมเรื่องนี้ไปอย่างเงียบ ๆ และในหลายกรณี ขนาดที่ใหญ่ของโคโรนากาแล็กซีได้รับความสำคัญพื้นฐานบางอย่าง (ซึ่งเกิดขึ้นจริง) สิ่งนี้จะถูกนำมาพิจารณาอย่างเป็นทางการและในทางคณิตศาสตร์ และเช่นเดียวกัน "มงกุฎ" ทั้งสองก็ดูเล็กเท่ากัน ...
ในกระบวนการของงานนี้ หากผู้เขียนหลงระเริงไปกับภาพสะท้อนทางปรัชญาเกี่ยวกับความใหญ่โตของขนาดของกาแล็กซี เกี่ยวกับการแยกตัวของก๊าซที่ประกอบเป็นโคโรนาของกาแล็กซีอย่างยากเกินจินตนาการ ความไม่สำคัญของดาวเคราะห์ดวงเล็กๆ ของเราและการดำรงอยู่ของเราเอง และเรื่องอื่นๆ ที่ถูกต้องเท่าเทียมกัน การทำงานเกี่ยวกับปัญหาของสุริยะและกาแล็กซีโคโรนาจะหยุดลงโดยอัตโนมัติ...
ให้ผู้อ่านยกโทษให้ฉันด้วย "การพูดนอกเรื่องโคลงสั้น ๆ " ฉันไม่สงสัยเลยว่านักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ ก็มีความคิดแบบเดียวกันเมื่อพวกเขาทำงานเกี่ยวกับปัญหาของพวกเขา สำหรับฉันแล้วดูเหมือนว่าบางครั้งการทำความคุ้นเคยกับ "ครัว" ของงานทางวิทยาศาสตร์ก็มีประโยชน์...
จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ โลกดูเหมือนใหญ่สำหรับมนุษย์ สหายผู้กล้าหาญของมาเจลแลนต้องใช้เวลากว่าสามปีในการเดินทางรอบโลกครั้งแรกเมื่อเกือบครึ่งพันปีก่อนโดยต้องแลกมาด้วยความยากลำบากอย่างไม่น่าเชื่อ เวลาผ่านไปเพียง 100 กว่าปีนับจากเวลาที่จูลส์ เวิร์น ฮีโร่ผู้เปี่ยมไหวพริบของนิยายวิทยาศาสตร์สร้างโดยใช้ความก้าวหน้าทางเทคโนโลยีล่าสุดในยุคนั้น เดินทางรอบโลกใน 80 วัน และเวลาผ่านไปเพียงไม่ถึง 50 ปีนับจากวันที่น่าจดจำสำหรับมวลมนุษยชาติ เมื่อ Gagarin นักบินอวกาศโซเวียตคนแรกเดินทางรอบโลกด้วยยานอวกาศ Vostok ในตำนานในเวลา 89 นาที และความคิดของผู้คนก็หันไปหาพื้นที่อันกว้างใหญ่โดยไม่ได้ตั้งใจซึ่งดาวเคราะห์ดวงเล็ก ๆ หายไป ...
1 พาร์เซก (พีซี) เท่ากับ 3.26 ปีแสง พาร์เซกหมายถึงระยะทางที่รัศมีของวงโคจรของโลกมองเห็นได้ในมุม 1 วินาที ส่วนโค้ง นี่เป็นมุมที่เล็กมาก พอจะกล่าวได้ว่าในมุมนี้ มองเห็นเหรียญหนึ่งโคเปคได้จากระยะ 3 กม.
ไม่มีดาวดวงใด - เพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดของระบบสุริยะ - อยู่ใกล้เรามากกว่า 1 ชิ้น ตัวอย่างเช่น Proxima Centauri ที่กล่าวถึงจะถูกลบออกจากเราในระยะทางประมาณ 1.3 ชิ้น ในระดับที่เราพรรณนาระบบสุริยะนี้สอดคล้องกับ 2,000 กม. ทั้งหมดนี้แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงการแยกระบบสุริยะของเราออกจากระบบดาวโดยรอบ ระบบเหล่านี้บางระบบอาจมีความคล้ายคลึงกันมาก
แต่ดวงดาวที่ล้อมรอบดวงอาทิตย์และดวงอาทิตย์เองเป็นเพียงส่วนเล็กน้อยของกลุ่มดาวฤกษ์และเนบิวลาขนาดมหึมา ซึ่งเรียกว่า "กาแล็กซี" เราเห็นกลุ่มดาวนี้ในคืนเดือนมืดที่ท้องฟ้าแจ่มใสเป็นแถบทางช้างเผือกพาดผ่านท้องฟ้า กาแล็กซีมีโครงสร้างค่อนข้างซับซ้อน ในขั้นแรก การประมาณคร่าวๆ เราสามารถสรุปได้ว่าดาวฤกษ์และเนบิวลาที่ประกอบกันเป็นปริมาตรที่มีรูปร่างคล้ายวงรีที่มีแรงอัดสูงของการปฏิวัติ บ่อยครั้งในวรรณกรรมยอดนิยม รูปร่างของกาแล็กซีเปรียบได้กับเลนส์สองด้าน ในความเป็นจริงทุกอย่างซับซ้อนกว่ามากและภาพที่วาดก็หยาบเกินไป ในความเป็นจริง ปรากฎว่าดาวฤกษ์ประเภทต่างๆ รวมตัวกันที่ใจกลางกาแล็กซีและ "ระนาบเส้นศูนย์สูตร" ด้วยวิธีที่แตกต่างกันอย่างสิ้นเชิง ตัวอย่างเช่น เนบิวลาก๊าซและดาวฤกษ์มวลมากที่ร้อนจัด กำลังกระจุกตัวเข้าหาระนาบเส้นศูนย์สูตรของกาแล็กซีอย่างมาก (บนท้องฟ้า ระนาบนี้สอดคล้องกับวงกลมขนาดใหญ่ที่ผ่านใจกลางทางช้างเผือก) ในเวลาเดียวกัน พวกมันไม่ได้แสดงความเข้มข้นที่มีนัยสำคัญต่อใจกลางกาแลคซี ในทางกลับกัน ดาวฤกษ์และกระจุกดาวบางประเภท (ที่เรียกว่า "กระจุกดาวทรงกลม") แทบจะไม่มีความเข้มข้นไปที่ระนาบเส้นศูนย์สูตรของกาแล็กซีเลย แต่มีลักษณะเป็นความเข้มข้นอย่างมากที่ใจกลางของมัน ระหว่างการกระจายเชิงพื้นที่สุดโต่งทั้งสองประเภท (ซึ่งนักดาราศาสตร์เรียกว่า "แบน" และ "ทรงกลม") ล้วนเป็นกรณีกึ่งกลาง อย่างไรก็ตามปรากฎว่าส่วนหลักของดวงดาวในกาแล็กซีนั้นอยู่ในดิสก์ขนาดยักษ์ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสงและมีความหนาประมาณ 1,500 ปีแสง ในดิสก์นี้มีดาวประเภทต่าง ๆ มากกว่า 150 พันล้านดวงเล็กน้อย ดวงอาทิตย์ของเราเป็นหนึ่งในดาวฤกษ์เหล่านี้ที่อยู่บริเวณรอบนอกของกาแล็กซีใกล้กับระนาบเส้นศูนย์สูตร (แม่นยำกว่านั้นคือ "เท่านั้น" ที่ระยะทางประมาณ 30 ปีแสง ซึ่งเป็นค่าที่ค่อนข้างเล็กเมื่อเทียบกับความหนาของดิสก์ดาวฤกษ์)
ระยะทางจากดวงอาทิตย์ถึงนิวเคลียสของกาแล็กซี (หรือศูนย์กลางของมัน) คือประมาณ 30,000 ปีแสง ความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในดาราจักรไม่สม่ำเสมอมากนัก มันสูงที่สุดในบริเวณใจกลางกาแลคซี ซึ่งตามข้อมูลล่าสุด มีดาวถึง 2,000 ดวงต่อลูกบาศก์พาร์เซก ซึ่งมากกว่าความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวฤกษ์ในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์เกือบ 20,000 เท่า นอกจากนี้ ดาวฤกษ์มีแนวโน้มที่จะสร้างกลุ่มหรือกระจุกที่แยกจากกัน ตัวอย่างที่ดีของกระจุกดังกล่าวคือกลุ่มดาวลูกไก่ซึ่งมองเห็นได้ในท้องฟ้าฤดูหนาวของเรา
Galaxy ยังมีรายละเอียดโครงสร้างในระดับที่ใหญ่กว่ามาก จากการศึกษาพบว่าเนบิวลาและดาวฤกษ์มวลมากที่ร้อนกระจายไปตามกิ่งก้านของก้นหอย โครงสร้างแบบก้นหอยนั้นเห็นได้ดีเป็นพิเศษในระบบดาวอื่น - กาแล็กซี (ด้วยตัวอักษรขนาดเล็กซึ่งตรงกันข้ามกับระบบดาวของเรา - กาแล็กซี) การสร้างโครงสร้างก้นหอยของกาแล็กซีที่เราพบว่าตัวเองพิสูจน์ได้ยากยิ่ง
ดวงดาวและเนบิวลาในกาแล็กซีเคลื่อนที่ในลักษณะที่ค่อนข้างซับซ้อน ประการแรก พวกเขามีส่วนร่วมในการหมุนกาแล็กซีรอบแกนที่ตั้งฉากกับระนาบเส้นศูนย์สูตร การหมุนนี้ไม่เหมือนกับการหมุนรอบตัวเอง: บริเวณต่างๆ ของกาแล็กซีมีคาบการหมุนต่างกัน ดังนั้น ดวงอาทิตย์และดวงดาวที่ล้อมรอบมันในพื้นที่ขนาดใหญ่หลายร้อยปีแสงจึงทำการปฏิวัติอย่างสมบูรณ์ในเวลาประมาณ 200 ล้านปี เนื่องจากดวงอาทิตย์และบริวารของดาวเคราะห์ดูเหมือนจะมีอยู่ประมาณ 5 พันล้านปี ระหว่างวิวัฒนาการของมัน (ตั้งแต่กำเนิดจากเนบิวลาก๊าซจนถึงสถานะปัจจุบัน) มันได้หมุนรอบแกนหมุนของกาแล็กซีประมาณ 25 รอบ เราอาจกล่าวได้ว่าอายุของดวงอาทิตย์มีเพียง 25 "ปีทางกาแล็กซี" เท่านั้นเอง - เป็นยุคที่ผลิบาน...
ความเร็วของการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ข้างเคียงตามวงโคจรของดาราจักรเกือบเป็นวงกลมนั้นสูงถึง 250 กม./วินาที การเคลื่อนที่ปกติรอบแกนกาแลคซีนี้ถูกซ้อนทับโดยการเคลื่อนที่ของดวงดาวที่วุ่นวายและไม่แน่นอน ความเร็วของการเคลื่อนไหวดังกล่าวต่ำกว่ามาก - ประมาณ 10-50 กม. / วินาที และแตกต่างกันไปตามวัตถุประเภทต่างๆ ดาวมวลสูงที่ร้อนมีความเร็วน้อยที่สุด (6-8 กม./วินาที) ดาวฤกษ์ประเภทสุริยะมีความเร็วประมาณ 20 กม./วินาที ยิ่งความเร็วเหล่านี้ต่ำ การกระจายตัวของดาวฤกษ์ประเภทนี้ก็จะ "ราบเรียบ" มากขึ้นเท่านั้น
ในระดับที่เราใช้ในการมองเห็นระบบสุริยะ ขนาดของกาแล็กซีจะเท่ากับ 60 ล้านกม. ซึ่งเป็นค่าที่ค่อนข้างใกล้เคียงกับระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์อยู่แล้ว จากนี้ เป็นที่แน่ชัดว่าเมื่อเราแทรกซึมเข้าไปในพื้นที่ห่างไกลของเอกภพมากขึ้นเรื่อยๆ สเกลนี้ก็ไม่เหมาะอีกต่อไป เนื่องจากสูญเสียทัศนวิสัย ดังนั้นเราจะใช้มาตราส่วนที่แตกต่างกัน ให้เราคิดลดวงโคจรของโลกให้เท่ากับวงโคจรวงในสุดของอะตอมไฮโดรเจนในแบบจำลองบอร์คลาสสิก จำได้ว่ารัศมีของวงโคจรนี้คือ 0.53x10 -8 ซม. จากนั้นดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดจะอยู่ที่ระยะประมาณ 0.014 มม. ศูนย์กลางของกาแล็กซี - ที่ระยะประมาณ 10 ซม. และขนาดของระบบดาวของเราจะอยู่ที่ประมาณ 35 ซม. เส้นผ่านศูนย์กลางของดวงอาทิตย์จะมีขนาดจุลภาค: 0.0046 A (angstrom เป็นหน่วยของความยาวเท่ากับ 10 -8 ซม.)
เราได้เน้นย้ำแล้วว่าดวงดาวอยู่ห่างกันมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง หมายความว่าดวงดาวแทบไม่เคยชนกัน แม้ว่าการเคลื่อนที่ของแต่ละดวงจะถูกกำหนดโดยสนามแรงโน้มถ่วงที่สร้างขึ้นโดยดวงดาวทุกดวงในกาแล็กซี หากเราถือว่ากาแล็กซีเป็นบริเวณหนึ่งที่เต็มไปด้วยก๊าซ โดยมีดาวฤกษ์ที่มีบทบาทเป็นโมเลกุลและอะตอมของก๊าซ เราจะต้องถือว่าก๊าซนี้หายากมาก ในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ ระยะห่างเฉลี่ยระหว่างดวงดาวมากกว่าเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยของดวงดาวประมาณ 10 ล้านเท่า ในขณะเดียวกัน ภายใต้สภาวะปกติในอากาศธรรมดา ระยะห่างเฉลี่ยระหว่างโมเลกุลจะมากกว่าขนาดของระยะหลังเพียงไม่กี่สิบเท่า เพื่อให้บรรลุระดับการทำให้บริสุทธิ์สัมพัทธ์ในระดับเดียวกัน ความหนาแน่นของอากาศจะต้องลดลงอย่างน้อย 1,018 เท่า! อย่างไรก็ตาม โปรดทราบว่าในบริเวณใจกลางของดาราจักรซึ่งมีความหนาแน่นของดาวค่อนข้างสูง การชนกันระหว่างดวงดาวจะเกิดขึ้นเป็นครั้งคราว ที่นี่ควรคาดว่าจะมีการชนกันประมาณหนึ่งครั้งทุก ๆ ล้านปีในขณะที่ในภูมิภาค "ปกติ" ของกาแล็กซีตลอดประวัติศาสตร์วิวัฒนาการของระบบดาวของเราซึ่งมีอายุอย่างน้อย 10 พันล้านปีไม่มีการชนกันระหว่างดวงดาว
เป็นเวลาหลายทศวรรษแล้วที่นักดาราศาสตร์ได้ศึกษาระบบดาวอื่นๆ ที่คล้ายกับของเราไม่มากก็น้อยอย่างต่อเนื่อง พื้นที่การวิจัยนี้เรียกว่า "ดาราศาสตร์นอกกาแล็กซี" ตอนนี้เกือบจะมีบทบาทสำคัญในดาราศาสตร์ ในช่วงสามทศวรรษที่ผ่านมา ดาราศาสตร์นอกกาแล็กซีมีความก้าวหน้าอย่างน่าอัศจรรย์ รูปทรงที่ยิ่งใหญ่ของ Metagalaxy เริ่มปรากฏขึ้นทีละน้อยซึ่งระบบดาวของเรารวมอยู่ในอนุภาคขนาดเล็ก เรายังไม่ทราบทุกอย่างเกี่ยวกับ Metagalaxy ความห่างไกลมหาศาลของวัตถุทำให้เกิดปัญหาที่เฉพาะเจาะจงมาก ซึ่งแก้ไขได้โดยใช้วิธีการสังเกตที่ทรงพลังที่สุดร่วมกับการวิจัยทางทฤษฎีเชิงลึก โครงสร้างโดยรวมของ Metagalaxy นั้นมีความชัดเจนอย่างมากในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา
เราสามารถนิยาม Metagalaxy ว่าเป็นชุดของระบบดาว - กาแลคซีที่เคลื่อนที่ในพื้นที่กว้างใหญ่ของจักรวาลที่เราสังเกตเห็น กาแล็กซีที่อยู่ใกล้ระบบดาวของเรามากที่สุดคือเมฆแมเจลแลนที่มีชื่อเสียง ซึ่งมองเห็นได้ชัดเจนบนท้องฟ้าในซีกโลกใต้โดยเป็นจุดขนาดใหญ่สองจุดที่มีความสว่างพื้นผิวใกล้เคียงกับทางช้างเผือกโดยประมาณ ระยะทางไปยังเมฆแมเจลแลนนั้น "เพียง" ประมาณ 200,000 ปีแสง ซึ่งเทียบได้กับความยาวทั้งหมดของกาแล็กซีของเรา กาแล็กซีอีกแห่งที่ "ใกล้" กับเราคือเนบิวลาในกลุ่มดาวแอนโดรเมดา มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเป็นจุดแสงจางๆ ขนาด 5
ในความเป็นจริง นี่คือโลกของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ในแง่ของจำนวนดาวฤกษ์และมวลรวมที่ใหญ่กว่ากาแล็กซีของเราถึงสามเท่า ซึ่งในทางกลับกันก็เป็นกาแล็กซีขนาดใหญ่ ระยะทางไปยังเนบิวลาแอนดรอมิดาหรือตามที่นักดาราศาสตร์เรียกว่า M 31 (หมายความว่าในแคตตาล็อกเนบิวลาเมสซิเยร์ที่รู้จักกันดีอยู่ในลำดับที่ 31) นั้นอยู่ที่ประมาณ 1,800,000 ปีแสง ซึ่งมีขนาดประมาณ 20 เท่าของกาแล็กซี เนบิวลา M 31 มีโครงสร้างเป็นเกลียวเด่นชัด และมีลักษณะหลายอย่างคล้ายกับดาราจักรของเรามาก ถัดจากนั้นคือดาวเทียมทรงรีขนาดเล็ก พร้อมกับระบบกังหัน (กาแลคซีดังกล่าวแสดงด้วยสัญลักษณ์ Sa, Sb และ Sc ขึ้นอยู่กับลักษณะของการพัฒนาโครงสร้างก้นหอย เมื่อมี "แท่ง" ผ่านแกนกลาง ตัวอักษร B จะถูกวางไว้หลังตัวอักษร S) มีทรงกลมและทรงรี ไม่มีร่องรอยของโครงสร้างก้นหอย เช่นเดียวกับกาแลคซี "ผิดปกติ" ตัวอย่างที่ดีซึ่งอาจเป็นเมฆแมกเจลแลน
กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่สังเกตดาราจักรจำนวนมหาศาล หากมีกาแลคซีประมาณ 250 แห่งที่สว่างกว่าโชติมาตรที่ 12 ที่มองเห็นได้ แสดงว่ามีกาแลคซีที่สว่างกว่าโชติมาตรที่ 16 ประมาณ 50,000 แห่ง วัตถุที่จางที่สุดซึ่งกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางกระจก 5 ม. สามารถถ่ายภาพได้ที่ขีดจำกัดนั้นมีขนาด 24.5 สำหรับกล้องโทรทรรศน์โคจรของฮับเบิลขีดจำกัดนี้คือวัตถุที่มีขนาด 30 ปรากฎว่าในบรรดาวัตถุที่อ่อนแอที่สุดหลายพันล้านดวง ส่วนใหญ่เป็นกาแลคซี หลายคนอยู่ห่างจากเราเป็นระยะทางที่แสงเดินทางในระยะเวลาหลายพันล้านปี ซึ่งหมายความว่าแสงที่ทำให้แผ่นเปลือกโลกกลายเป็นสีดำนั้นถูกปล่อยออกมาจากกาแลคซีอันไกลโพ้นดังกล่าวนานก่อนยุคอาร์เชียนของประวัติศาสตร์ทางธรณีวิทยาของโลก!
สเปกตรัมของดาราจักรส่วนใหญ่คล้ายดวงอาทิตย์ ในทั้งสองกรณี จะสังเกตเส้นการดูดกลืนความมืดที่แยกจากกันกับพื้นหลังที่ค่อนข้างสว่าง ไม่มีอะไรที่คาดไม่ถึงในเรื่องนี้ เนื่องจากการแผ่รังสีของกาแลคซีคือการแผ่รังสีของดาวฤกษ์หลายพันล้านดวงที่คล้ายกับดวงอาทิตย์ไม่มากก็น้อย การศึกษาสเปกตรัมของดาราจักรอย่างระมัดระวังเมื่อหลายปีก่อนนำไปสู่การค้นพบความสำคัญพื้นฐานอย่างหนึ่ง ความจริงก็คือโดยธรรมชาติของการเปลี่ยนแปลงของความยาวคลื่นของเส้นสเปกตรัมใด ๆ ตามมาตรฐานห้องปฏิบัติการ เราสามารถกำหนดความเร็วของแหล่งกำเนิดรังสีตามแนวสายตาได้ กล่าวอีกนัยหนึ่ง เป็นไปได้ที่จะระบุความเร็วที่แหล่งที่มาเข้าใกล้หรือถอยกลับ
หากแหล่งกำเนิดแสงเข้าใกล้ เส้นสเปกตรัมจะเลื่อนไปทางความยาวคลื่นที่สั้นลง หากเคลื่อนออกไป เส้นสเปกตรัมจะเลื่อนไปทางความยาวคลื่นที่ยาวกว่า ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า "ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์" ปรากฎว่าในกาแลคซี (ยกเว้นไม่กี่แห่งที่อยู่ใกล้เราที่สุด) เส้นสเปกตรัมจะเลื่อนไปยังส่วนความยาวคลื่นยาวของสเปกตรัมเสมอ ("การเลื่อนสีแดง" ของเส้น) และขนาดของการเลื่อนนี้ยิ่งมากขึ้น กาแล็กซีก็ยิ่งอยู่ห่างจากเรามากขึ้นเท่านั้น
ซึ่งหมายความว่ากาแล็กซีทั้งหมดกำลังเคลื่อนตัวออกห่างจากเรา และความเร็วของ "การขยายตัว" จะเพิ่มขึ้นเมื่อกาแลคซีเคลื่อนที่ออกไป ถึงมูลค่ามหาศาล ตัวอย่างเช่น ความเร็วถอยของดาราจักรวิทยุ Cygnus A ที่พบจากเรดชิฟต์นั้นใกล้เคียงกับ 17,000 กิโลเมตร/วินาที เป็นเวลานานแล้วที่บันทึกเป็นของกาแลคซีวิทยุ ZC 295 ที่จางมาก (ในลำแสงขนาด 20) ในปี 1960 ได้สเปกตรัมของมัน ปรากฎว่าเส้นสเปกตรัมรังสีอัลตราไวโอเลตที่เป็นที่รู้จักกันดีซึ่งเป็นของออกซิเจนที่แตกตัวเป็นไอออนถูกเลื่อนไปยังบริเวณสีส้มของสเปกตรัม! จากที่นี่เป็นเรื่องง่ายที่จะพบว่าความเร็วในการกำจัดระบบดาวที่น่าทึ่งนี้คือ 138,000 กม. / วินาทีหรือเกือบครึ่งหนึ่งของความเร็วแสง! กาแล็กซีวิทยุ 3C 295 อยู่ห่างจากเราในระยะที่แสงเดินทางใน 5 พันล้านปี ดังนั้น นักดาราศาสตร์จึงได้ศึกษาแสงที่ปล่อยออกมาเมื่อดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้น และอาจจะ "เร็วกว่านี้เล็กน้อย" ... ตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา ก็มีการค้นพบวัตถุที่อยู่ห่างไกลมากขึ้นอีกมาก
สิ่งที่ซ้อนทับกับการขยายตัวทั่วไปของระบบกาแล็กซีคือความเร็วที่ไม่แน่นอนของกาแล็กซีแต่ละแห่ง โดยปกติจะเท่ากับหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที นั่นคือเหตุผลที่กาแลคซีที่อยู่ใกล้เราไม่แสดงการเลื่อนสีแดงอย่างเป็นระบบ ท้ายที่สุดแล้ว ความเร็วของการเคลื่อนที่แบบสุ่ม (ที่เรียกว่า "เฉพาะ") สำหรับดาราจักรเหล่านี้มีค่ามากกว่าความเร็วเรดชิฟต์ปกติ อย่างหลังจะเพิ่มขึ้นเมื่อดาราจักรเคลื่อนที่ออกไปประมาณ 50 กม./วินาที ต่อทุกๆ ล้านพาร์เซก ดังนั้น สำหรับกาแลคซีที่มีระยะทางไม่เกินสองสามล้านพาร์เซก ความเร็วสุ่มจะเกินความเร็วถอยหลังเนื่องจากการเลื่อนสีแดง ในบรรดากาแลคซีใกล้เคียง ยังมีกาแลคซีที่กำลังเข้าใกล้เราอีกด้วย (เช่น Andromeda nebula M 31)
กาแล็กซีไม่ได้กระจายอย่างสม่ำเสมอในอวกาศเมตากาแลคซี กล่าวคือ ด้วยความหนาแน่นคงที่ พวกเขาแสดงแนวโน้มที่เด่นชัดในการสร้างกลุ่มหรือกลุ่มที่แยกจากกัน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง กลุ่มประมาณ 20 กาแล็กซีที่อยู่ใกล้เรา (รวมถึงกาแล็กซีของเราด้วย) ก่อให้เกิดสิ่งที่เรียกว่า "ระบบเฉพาะที่" ในทางกลับกัน ระบบโลคัลจะรวมอยู่ในกระจุกกาแลคซีขนาดใหญ่ ซึ่งศูนย์กลางตั้งอยู่ในส่วนนั้นของท้องฟ้าที่กลุ่มดาวราศีกันย์ฉาย กลุ่มนี้มีสมาชิกหลายพันคนและเป็นกลุ่มที่ใหญ่ที่สุดกลุ่มหนึ่ง ในช่องว่างระหว่างกระจุกดาราจักร ความหนาแน่นของดาราจักรน้อยกว่าภายในกระจุกดาวถึงสิบเท่า
ดึงความสนใจไปที่ความแตกต่างระหว่างกระจุกดาวที่ก่อตัวเป็นดาราจักรและกระจุกดาราจักร ในกรณีแรก ระยะห่างระหว่างสมาชิกกระจุกดาวมีมากเมื่อเทียบกับขนาดของดาว ในขณะที่ระยะทางเฉลี่ยระหว่างดาราจักรในกระจุกดาราจักรนั้นมากกว่าขนาดของดาราจักรหลายเท่า ในทางกลับกัน จำนวนของดาราจักรในกระจุกดาวไม่สามารถเทียบเคียงกับจำนวนดาวฤกษ์ในดาราจักรได้ หากเราพิจารณาจำนวนทั้งหมดของกาแล็กซีเป็นก๊าซชนิดหนึ่ง โดยที่กาแลคซีแต่ละแห่งมีบทบาทของโมเลกุล เราจะต้องพิจารณาว่าตัวกลางนี้มีความหนืดสูงมาก
Metagalaxy มีลักษณะอย่างไรในแบบจำลองของเรา ซึ่งวงโคจรของโลกถูกลดขนาดให้เท่ากับวงโคจรแรกของอะตอม Bohr ในระดับนี้ ระยะทางไปยังเนบิวลาแอนดรอมิดาจะค่อนข้างมากกว่า 6 ม. ระยะทางไปยังส่วนกลางของกระจุกดาราจักรราศีกันย์ ซึ่งรวมถึงระบบดาราจักรในพื้นที่ของเราจะอยู่ที่ประมาณ 120 ม. และขนาดของกระจุกดาวนั้นจะอยู่ในลำดับเดียวกัน ตอนนี้ดาราจักรวิทยุ Cygnus A จะถูกลบออกไปที่ระยะทาง 2.5 กม. และระยะทางไปยังดาราจักรวิทยุ 3C 295 จะถึง 25 กม. ...
เราคุ้นเคยในรูปแบบทั่วไปที่สุดกับคุณสมบัติโครงสร้างหลักและขนาดของจักรวาล มันเป็นเหมือนกรอบแช่แข็งของการพัฒนา มันไม่ได้เป็นแบบที่เราเห็นในตอนนี้เสมอไป ทุกสิ่งในจักรวาลเปลี่ยนแปลง: ดาวฤกษ์และเนบิวลาปรากฏขึ้น พัฒนาและ "ตาย" กาแล็กซีพัฒนาอย่างเป็นธรรมชาติ โครงสร้างและสเกลของ Metagalaxy เปลี่ยนไป
บันไดสู่ความไม่มีที่สิ้นสุด
จะกำหนดระยะทางไปยังดวงดาวได้อย่างไร? คุณรู้ได้อย่างไรว่า Alpha Centauri อยู่ห่างออกไปประมาณ 4 ปีแสง แท้จริงแล้ว ด้วยความสว่างของดาวฤกษ์เช่นนี้ คุณแทบจะไม่สามารถระบุสิ่งใดได้เลย - ความสว่างของดวงดาวที่ใกล้สลัวและสว่างไสวในระยะไกลสามารถเหมือนกันได้ และยังมีวิธีที่เชื่อถือได้อีกมากในการกำหนดระยะทางจากโลกไปยังมุมที่ไกลที่สุดของเอกภพ ดาวเทียมแอสโตรเมตริก "Hipparchus" เป็นเวลา 4 ปีของการทำงานกำหนดระยะทางถึง 118,000 ดาว SPL
ไม่ว่านักฟิสิกส์จะพูดอะไรเกี่ยวกับปริภูมิสามมิติ หกมิติ หรือแม้แต่สิบเอ็ดมิติ สำหรับนักดาราศาสตร์แล้ว เอกภพที่สังเกตได้นั้นเป็นสองมิติเสมอ เรามองว่าสิ่งที่เกิดขึ้นในจักรวาลเป็นภาพฉายบนทรงกลมท้องฟ้า เช่นเดียวกับในภาพยนตร์ ความซับซ้อนทั้งหมดของชีวิตถูกฉายขึ้นบนจอแบน บนหน้าจอ เราสามารถแยกแยะสิ่งที่ไกลจากสิ่งที่ใกล้ได้อย่างง่ายดายด้วยความคุ้นเคยกับต้นฉบับสามมิติ แต่ในการกระจายดาวแบบสองมิตินั้นไม่มีเงื่อนงำทางภาพที่ช่วยให้เราเปลี่ยนมันเป็นแผนที่สามมิติที่เหมาะสำหรับการวางแผนเส้นทางของยานระหว่างดวงดาว ในขณะเดียวกัน ระยะทางเป็นกุญแจสำคัญเกือบครึ่งหนึ่งของฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทั้งหมด เราจะแยกแยะดาวฤกษ์สลัวที่อยู่ใกล้เคียงออกจากควอซาร์ที่อยู่ห่างไกลแต่สว่างได้อย่างไรหากไม่มีพวกมัน เพียงรู้ระยะห่างของวัตถุ เราสามารถประเมินพลังงานของวัตถุได้ และจากจุดนี้จะเป็นทางตรงไปสู่การทำความเข้าใจธรรมชาติทางกายภาพของมัน
ตัวอย่างล่าสุดของความไม่แน่นอนของระยะทางจักรวาลคือปัญหาของการระเบิดของรังสีแกมมา ซึ่งเป็นคลื่นสั้น ๆ ของรังสีแข็งที่มาถึงโลกประมาณวันละครั้งจากหลายทิศทาง การประมาณการเบื้องต้นของความห่างไกลมีตั้งแต่หลายร้อยหน่วยดาราศาสตร์ (สิบชั่วโมงแสง) ไปจนถึงหลายร้อยล้านปีแสง ดังนั้นการกระจายตัวในแบบจำลองก็น่าประทับใจเช่นกัน ตั้งแต่การทำลายล้างของดาวหางจากปฏิสสารในบริเวณรอบนอกของระบบสุริยะ ไปจนถึงการระเบิดของดาวนิวตรอนที่เขย่าจักรวาลทั้งหมด และการเกิดหลุมสีขาว ในช่วงกลางทศวรรษที่ 1990 มีการเสนอคำอธิบายที่แตกต่างกันมากกว่าร้อยรายการเกี่ยวกับธรรมชาติของการระเบิดของรังสีแกมมา ตอนนี้ เมื่อเราสามารถประมาณระยะทางไปยังแหล่งที่มาของพวกมันได้ ก็เหลือเพียงสองโมเดลเท่านั้น
แต่จะวัดระยะทางได้อย่างไรหากไม้บรรทัดหรือลำแสงระบุตำแหน่งไม่สามารถเข้าถึงวัตถุได้ วิธีสามเหลี่ยมซึ่งใช้กันอย่างแพร่หลายในการสำรวจมาตรวิทยาภาคพื้นโลกทั่วไปได้เข้ามาช่วย เราเลือกส่วนของความยาวที่ทราบ - ฐาน วัดจากจุดสิ้นสุดของมุมซึ่งไม่สามารถเข้าถึงได้ด้วยเหตุผลใดเหตุผลหนึ่ง จากนั้นสูตรตรีโกณมิติอย่างง่ายจะให้ระยะทางที่ต้องการ เมื่อเราย้ายจากปลายด้านหนึ่งของฐานไปยังอีกด้านหนึ่ง ทิศทางที่ชัดเจนไปยังจุดนั้นจะเปลี่ยนไป โดยจะเปลี่ยนไปตามพื้นหลังของวัตถุที่อยู่ห่างไกล สิ่งนี้เรียกว่าการเลื่อนพารัลแลกซ์หรือพารัลแลกซ์ ค่ายิ่งน้อย วัตถุยิ่งอยู่ไกล และยิ่งใหญ่ ฐานยิ่งยาว
ในการวัดระยะทางไปยังดวงดาว เราต้องใช้ฐานสูงสุดที่นักดาราศาสตร์มี ซึ่งเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางของวงโคจรของโลก การกระจัดแบบพารัลแลกซ์ที่สอดคล้องกันของดาวบนท้องฟ้า (พูดตามตรงคือครึ่งหนึ่ง) ถูกเรียกว่าพารัลแลกซ์ประจำปี Tycho Brahe พยายามวัดมันซึ่งไม่ชอบแนวคิดของ Copernican เกี่ยวกับการหมุนของโลกรอบดวงอาทิตย์และเขาตัดสินใจที่จะตรวจสอบ - หลังจากนั้น parallaxes ก็พิสูจน์การเคลื่อนที่ของวงโคจรของโลกด้วย การวัดที่ดำเนินการมีความแม่นยำที่น่าประทับใจสำหรับศตวรรษที่ 16 - ประมาณหนึ่งนาทีของส่วนโค้ง แต่ไม่เพียงพออย่างสมบูรณ์สำหรับการวัดพารัลแลกซ์ ซึ่ง Brahe เองก็ไม่ทราบและสรุปว่าระบบของ Copernican ไม่ถูกต้อง
ระยะทางถึงกระจุกดาวกำหนดโดยวิธีปรับแถบลำดับหลัก
การโจมตีพารัลแลกซ์ครั้งต่อไปเกิดขึ้นในปี 1726 โดยชาวอังกฤษ เจมส์ แบรดลีย์ ผู้อำนวยการในอนาคตของหอดูดาวกรีนิช ในตอนแรก ดูเหมือนว่าโชคจะยิ้มให้เขา ดาวแกมมาดราโกซึ่งได้รับเลือกให้สังเกตการณ์นั้น จริงๆ แล้วมีความผันผวนตามตำแหน่งเฉลี่ยโดยมีช่วงโค้ง 20 วินาทีในระหว่างปี อย่างไรก็ตาม ทิศทางของการเปลี่ยนแปลงนี้แตกต่างจากที่คาดการณ์ไว้สำหรับพารัลแลกซ์ และในไม่ช้าแบรดลีย์ก็พบคำอธิบายที่ถูกต้อง: ความเร็วของวงโคจรของโลกจะบวกเข้ากับความเร็วของแสงที่มาจากดาวฤกษ์ และเปลี่ยนทิศทางที่ปรากฏของมัน ในทำนองเดียวกัน เม็ดฝนจะทิ้งเส้นทางที่ลาดเอียงไว้บนหน้าต่างของรถบัส ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าความคลาดเคลื่อนประจำปี เป็นหลักฐานโดยตรงครั้งแรกที่แสดงว่าโลกเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์ แต่ไม่เกี่ยวข้องกับพารัลแลกซ์
เพียงหนึ่งศตวรรษต่อมา ความแม่นยำของเครื่องมือโกนิโอเมตริกก็ถึงระดับที่ต้องการ ในช่วงปลายทศวรรษที่ 30 ของศตวรรษที่ XIX ตามคำพูดของ John Herschel "กำแพงที่ป้องกันการเจาะเข้าไปในเอกภพที่เป็นตัวเอกได้ถูกทำลายเกือบพร้อมกันในสามแห่ง" ในปี 1837 Vasily Yakovlevich Struve (ในเวลานั้นเป็นผู้อำนวยการหอดูดาว Derpt และต่อมาคือหอดูดาว Pulkovo) เผยแพร่พารัลแลกซ์ของ Vega ที่วัดโดยเขา - 0.12 อาร์ควินาที ในปีต่อมา ฟรีดริช วิลเฮล์ม เบสเซิลรายงานว่าพารัลแลกซ์ของดาวซิกนัสดวงที่ 61 มีขนาด 0.3 นิ้ว และอีกหนึ่งปีต่อมา โทมัส เฮนเดอร์สัน นักดาราศาสตร์ชาวสก็อตที่ทำงานในซีกโลกใต้ที่แหลมกู๊ดโฮป วัดพารัลแลกซ์ในระบบอัลฟาเซ็นทอรีได้ 1.16" จริงอยู่ต่อมาปรากฎว่าค่านี้ถูกประเมินสูงเกินไป 1.5 เท่าและไม่มีดาวดวงเดียวในท้องฟ้าทั้งหมดที่มีพารัลแลกซ์มากกว่า 1 วินาทีของส่วนโค้ง
สำหรับระยะทางที่วัดโดยวิธีพารารัลแลกติก ได้มีการแนะนำหน่วยความยาวพิเศษ - พาร์เซก (จากพาราแลกติกวินาที, pc) หนึ่งพาร์เซกประกอบด้วย 206,265 หน่วยดาราศาสตร์ หรือ 3.26 ปีแสง จากระยะนี้รัศมีของวงโคจรของโลก (1 หน่วยดาราศาสตร์ = 149.5 ล้านกิโลเมตร) สามารถมองเห็นได้ที่มุม 1 วินาที ในการกำหนดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ในพาร์เซก เราต้องหารด้วยพารัลแลกซ์ในหน่วยวินาที ตัวอย่างเช่น สำหรับระบบดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เราที่สุด Alpha Centauri 1/0.76 = 1.3 พาร์เซก หรือ 270,000 หน่วยดาราศาสตร์ พาร์เซกหนึ่งพันเรียกว่ากิโลพาร์เซก (kpc) หนึ่งล้านพาร์เซกเรียกว่าเมกะพาร์เซก (Mpc) และพันล้านเรียกว่ากิกะพาร์เซก (Gpc)
การวัดมุมที่เล็กมากๆ ต้องใช้ความซับซ้อนทางเทคนิคและความรอบคอบอย่างมาก (เช่น Bessel ประมวลผลการสังเกตมากกว่า 400 ครั้งของ Cygnus 61) แต่หลังจากการพัฒนาครั้งแรก สิ่งต่างๆ ก็ง่ายขึ้น ในปี พ.ศ. 2433 การวัดพารัลแลกซ์ของดาวที่มีอยู่แล้วสามโหลได้ถูกวัด และเมื่อการถ่ายภาพเริ่มถูกนำมาใช้อย่างแพร่หลายในทางดาราศาสตร์ การวัดพารัลแลกซ์ที่แม่นยำก็ถูกนำมาใช้อย่างสมบูรณ์ การวัดพารัลแลกซ์เป็นวิธีการเดียวในการหาระยะห่างจากดาวแต่ละดวงโดยตรง อย่างไรก็ตาม ในระหว่างการสังเกตการณ์ภาคพื้นดิน การรบกวนในชั้นบรรยากาศไม่อนุญาตให้ใช้วิธีพารัลแลกซ์ในการวัดระยะทางที่มากกว่า 100 ชิ้น สำหรับจักรวาล นี่ไม่ใช่ค่าที่ใหญ่มาก (“มันอยู่ไม่ไกลที่นี่ หนึ่งร้อยพาร์เซก” ดังที่ Gromozeka กล่าว) ในกรณีที่วิธีการทางเรขาคณิตล้มเหลว วิธีโฟโตเมตริกจะเข้ามาช่วย
บันทึกทางเรขาคณิต
ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ผลการวัดระยะทางไปยังแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุขนาดเล็กมาก - แมเซอร์ - ได้รับการเผยแพร่บ่อยขึ้นเรื่อย ๆ การแผ่รังสีของพวกมันตกลงในช่วงคลื่นวิทยุ ซึ่งทำให้สามารถสังเกตพวกมันบนเครื่องวัดคลื่นรบกวนวิทยุที่สามารถวัดพิกัดของวัตถุด้วยความแม่นยำระดับไมโครวินาที ซึ่งไม่สามารถบรรลุได้ในช่วงแสงที่สังเกตดาวได้ ต้องขอบคุณมาสเซอร์ วิธีการตรีโกณมิติสามารถนำไปใช้ได้ไม่เฉพาะกับวัตถุที่อยู่ห่างไกลในกาแล็กซีของเราเท่านั้น แต่ยังรวมถึงกาแลคซีอื่นด้วย ตัวอย่างเช่น ในปี พ.ศ. 2548 Andreas Brunthaler (ประเทศเยอรมนี) และเพื่อนร่วมงานของเขาได้กำหนดระยะทางไปยังดาราจักร M33 (730 kpc) โดยเปรียบเทียบการกระจัดเชิงมุมของเมเซอร์กับความเร็วรอบการหมุนของระบบดาวดวงนี้ หนึ่งปีต่อมา Ye Xu (จีน) และเพื่อนร่วมงานได้ใช้วิธีพารัลแลกซ์แบบคลาสสิกกับแหล่งแมเซอร์ "ท้องถิ่น" เพื่อวัดระยะทาง (2 kpc) ไปยังหนึ่งในแขนก้นหอยของดาราจักรของเรา บางที ในปี 1999 เจ. เฮิร์นสติน (สหรัฐอเมริกา) และเพื่อนร่วมงานพยายามก้าวไปให้ไกลที่สุด การติดตามการเคลื่อนที่ของแมเซอร์ในดิสก์สะสมมวลรอบหลุมดำที่แกนกลางของดาราจักรที่ยังทำงานอยู่ NGC 4258 นักดาราศาสตร์ระบุว่าระบบนี้อยู่ห่างจากเรา 7.2 Mpc จนถึงปัจจุบัน นี่เป็นบันทึกที่สมบูรณ์ของวิธีการทางเรขาคณิต
เทียนมาตรฐานของนักดาราศาสตร์
ยิ่งไกลจากเรามากเท่าไรก็ยิ่งมีแหล่งกำเนิดรังสีมากเท่านั้น หากคุณทราบค่าความส่องสว่างที่แท้จริงของวัตถุ คุณจะสามารถหาระยะทางได้โดยเปรียบเทียบกับความสว่างที่มองเห็นได้ Huygens อาจเป็นคนแรกที่ใช้แนวคิดนี้กับการวัดระยะทางไปยังดวงดาว ในตอนกลางคืน เขาสังเกตดาวซิเรียส และในตอนกลางวัน เขาเปรียบเทียบความสว่างของมันกับรูเล็กๆ ในม่านที่ปกคลุมดวงอาทิตย์ หลังจากเลือกขนาดของหลุมเพื่อให้ความสว่างทั้งสองตรงกันและเปรียบเทียบค่าเชิงมุมของหลุมกับดิสก์สุริยะแล้ว Huygens สรุปว่าซิเรียสอยู่ห่างจากเรามากกว่าดวงอาทิตย์ 27,664 เท่า ซึ่งน้อยกว่าระยะทางจริงถึง 20 เท่า ข้อผิดพลาดส่วนหนึ่งเกิดจากข้อเท็จจริงที่ว่าซิเรียสสว่างกว่าดวงอาทิตย์มาก และอีกส่วนหนึ่งเกิดจากความยากลำบากในการเปรียบเทียบความสว่างจากหน่วยความจำ
ความก้าวหน้าในด้านวิธีการวัดแสงเกิดขึ้นพร้อมกับการกำเนิดของการถ่ายภาพในทางดาราศาสตร์ ในตอนต้นของศตวรรษที่ 20 หอดูดาว Harvard College ได้ดำเนินงานขนาดใหญ่เพื่อกำหนดความสว่างของดวงดาวจากจานถ่ายภาพ ให้ความสนใจเป็นพิเศษกับดาวแปรแสงซึ่งมีความสว่างผันผวน จากการศึกษาดาวแปรแสงของคลาสพิเศษ - เซเฟอิดส์ - ในเมฆแมกเจลแลนเล็ก เฮนเรียตตา เลวิตต์สังเกตว่ายิ่งสว่างมากเท่าใด ระยะเวลาของความผันผวนของความสว่างก็จะยิ่งนานขึ้นเท่านั้น ดาวฤกษ์ที่มีระยะเวลาหลายสิบวันกลับสว่างกว่าดาวฤกษ์ที่มีระยะเวลาตามลำดับของวันประมาณ 40 เท่า
เนื่องจาก Levitt Cepheids ทั้งหมดอยู่ในระบบดาวเดียวกัน - เมฆแมเจลแลนเล็ก - จึงถือได้ว่าพวกมันถูกลบออกจากเราในระยะทางเดียวกัน (แม้ว่าจะไม่ทราบ) ซึ่งหมายความว่าความแตกต่างของความสว่างที่มองเห็นนั้นสัมพันธ์กับความแตกต่างที่แท้จริงของความส่องสว่าง มันยังคงกำหนดระยะทางไปยัง Cepheid หนึ่งโดยวิธีการทางเรขาคณิตเพื่อปรับเทียบการพึ่งพาทั้งหมดและเพื่อให้สามารถวัดความส่องสว่างที่แท้จริงของ Cepheid ใด ๆ โดยการวัดระยะเวลา และจากนั้นระยะทางถึงดาวฤกษ์และระบบดาวที่บรรจุนั้น
แต่น่าเสียดายที่ไม่มี Cepheids ในบริเวณใกล้เคียงของโลก ดาวโพลาร์สตาร์ที่ใกล้ที่สุดอย่างที่เรารู้ตอนนี้คือ 130 ชิ้นจากดวงอาทิตย์ นั่นคือมันอยู่นอกเหนือขอบเขตของการวัดพารัลแลกซ์ภาคพื้นดิน สิ่งนี้ไม่อนุญาตให้โยนสะพานจากพารัลแลกซ์ไปยังเซเฟอิดส์โดยตรง และนักดาราศาสตร์ต้องสร้างโครงสร้างซึ่งปัจจุบันเรียกโดยนัยว่าบันไดระยะทาง
ขั้นตอนขั้นกลางคือกระจุกดาวเปิด ซึ่งมีตั้งแต่หลายสิบถึงหลายร้อยดวงที่เชื่อมต่อกันด้วยเวลาและสถานที่เกิดร่วมกัน หากคุณวางแผนอุณหภูมิและความส่องสว่างของดาวฤกษ์ทั้งหมดในกระจุกดาว จุดส่วนใหญ่จะตกบนเส้นเอียงเส้นเดียว (ให้แม่นยำกว่านั้นคือแถบ) ซึ่งเรียกว่าแถบลำดับหลัก อุณหภูมิถูกกำหนดด้วยความแม่นยำสูงจากสเปกตรัมของดาวฤกษ์ และความส่องสว่างถูกกำหนดจากความสว่างและระยะทางที่ปรากฏ หากไม่ทราบระยะทาง ข้อเท็จจริงก็ช่วยได้อีกครั้งว่าดาวทุกดวงในกระจุกดาวอยู่ห่างจากเราเกือบเท่าๆ กัน ดังนั้นภายในกระจุกจึงยังคงใช้ความสว่างปรากฏเป็นมาตรวัดความส่องสว่างได้
เนื่องจากดาวทุกดวงเหมือนกันหมด ลำดับหลักของกระจุกดาวทั้งหมดจึงต้องตรงกัน ความแตกต่างเกิดจากการที่พวกเขาอยู่ในระยะทางที่แตกต่างกันเท่านั้น หากเรากำหนดระยะทางไปยังกลุ่มใดกลุ่มหนึ่งด้วยวิธีทางเรขาคณิต เราจะพบว่าลำดับหลัก "จริง" มีลักษณะอย่างไร จากนั้นเราจะกำหนดระยะห่างจากกลุ่มอื่นโดยการเปรียบเทียบข้อมูลจากกลุ่มอื่น เทคนิคนี้เรียกว่า "การปรับลำดับหลัก" เป็นเวลานาน Pleiades และ Hyades ทำหน้าที่เป็นมาตรฐานสำหรับระยะทางที่กำหนดโดยวิธีการของกลุ่ม Parallaxes
โชคดีสำหรับดาราศาสตร์ฟิสิกส์ พบเซเฟิดในกระจุกดาวเปิดประมาณสองโหล ดังนั้น การวัดระยะทางไปยังกลุ่มเหล่านี้โดยการจัดลำดับหลักให้เหมาะสม เราสามารถ "ไปถึงบันได" ไปยัง Cepheids ซึ่งอยู่ในขั้นตอนที่สาม
ในฐานะที่เป็นตัวบ่งชี้ระยะทาง Cepheids สะดวกมาก: มีค่อนข้างมาก - สามารถพบได้ในกาแลคซีใด ๆ และแม้แต่ในกระจุกดาวทรงกลมใด ๆ และเมื่อเป็นดาวยักษ์พวกมันก็สว่างพอที่จะวัดระยะห่างระหว่างกาแล็กซีจากพวกมัน ด้วยเหตุนี้ พวกเขาจึงได้รับฉายาที่มีชื่อเสียงมากมาย เช่น "สัญญาณแห่งจักรวาล" หรือ "หลักไมล์ของฟิสิกส์ดาราศาสตร์" "ไม้บรรทัด" Cepheid ขยายได้ถึง 20 Mpc - นี่คือขนาดของ Galaxy ประมาณร้อยเท่า ยิ่งไปกว่านั้น เครื่องดนตรีสมัยใหม่ที่ทรงพลังที่สุดไม่สามารถแยกแยะเครื่องดนตรีเหล่านี้ได้อีกต่อไป และเพื่อที่จะไต่ขั้นที่สี่ของบันไดระยะทาง คุณต้องมีบางอย่างที่สว่างกว่า
 |
 |
 |
 |
 |
 |
|
วิธีการวัดระยะห่างของพื้นที่ |
ไปจนสุดขอบจักรวาล
วิธีการวัดระยะทางนอกดาราจักรที่ทรงพลังที่สุดวิธีหนึ่งขึ้นอยู่กับรูปแบบที่เรียกว่าความสัมพันธ์ทัลลี-ฟิชเชอร์: ยิ่งดาราจักรชนิดก้นหอยสว่างมากเท่าไหร่ ก็ยิ่งหมุนเร็วขึ้นเท่านั้น เมื่อมองดาราจักรจากขอบบนหรือเอียงมาก สสารครึ่งหนึ่งเคลื่อนเข้าหาเราเนื่องจากการหมุนรอบตัวเอง และอีกครึ่งหนึ่งถอยร่น ซึ่งนำไปสู่การขยายเส้นสเปกตรัมเนื่องจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ การขยายตัวนี้กำหนดความเร็วของการหมุนตาม - ความส่องสว่างและจากการเปรียบเทียบกับความสว่างที่ปรากฏ - ระยะทางไปยังกาแลคซี และแน่นอน ในการปรับเทียบวิธีการนี้ จำเป็นต้องใช้กาแล็กซี ระยะทางที่วัดได้โดยใช้ Cepheids แล้ว วิธีการของทัลลี-ฟิชเชอร์เป็นการสำรวจระยะไกลมากและครอบคลุมดาราจักรที่อยู่ห่างจากเราหลายร้อยเมกะพาร์เซก แต่ก็มีขีดจำกัดเช่นกัน เนื่องจากเป็นไปไม่ได้ที่จะได้สเปกตรัมคุณภาพสูงเพียงพอสำหรับดาราจักรที่อยู่ไกลและจางเกินไป
ในระยะทางที่ค่อนข้างไกลกว่านั้น "เทียนมาตรฐาน" อีกอันหนึ่งจะทำงาน - ซูเปอร์โนวาประเภท Ia การวาบไฟของซูเปอร์โนวาดังกล่าวเป็นการระเบิดเทอร์โมนิวเคลียร์ประเภทเดียวกันของดาวแคระขาวที่มีมวลสูงกว่าวิกฤตเล็กน้อย (1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ดังนั้นจึงไม่มีเหตุผลที่พวกเขาจะแตกต่างกันอย่างมากในพลัง การสังเกตซูเปอร์โนวาดังกล่าวในดาราจักรใกล้เคียง ระยะทางที่สามารถระบุได้จากเซเฟอิดส์ ดูเหมือนจะยืนยันความคงที่นี้ ดังนั้น การระเบิดแสนสาหัสของคอสมิกจึงถูกนำมาใช้อย่างกว้างขวางในปัจจุบันเพื่อระบุระยะทาง พวกมันสามารถมองเห็นได้แม้กระทั่งพาร์เซกนับพันล้านจากเรา แต่คุณไม่มีทางรู้ระยะทางที่กาแลคซีใดที่คุณสามารถวัดได้ เพราะไม่มีใครรู้ล่วงหน้าว่าซุปเปอร์โนวาต่อไปจะแตกตัวที่ใด
จนถึงตอนนี้ มีเพียงวิธีเดียวที่อนุญาตให้เคลื่อนที่ต่อไปได้ นั่นคือ redshifts ประวัติศาสตร์ของมัน เช่นเดียวกับประวัติศาสตร์ของ Cepheids เริ่มต้นพร้อมกันในศตวรรษที่ 20 ในปี 1915 Westo Slifer ชาวอเมริกันซึ่งศึกษาสเปกตรัมของกาแลคซีสังเกตเห็นว่าส่วนใหญ่แล้วเส้นจะเปลี่ยนเป็นสีแดงเมื่อเทียบกับตำแหน่ง "ห้องปฏิบัติการ" ในปี พ.ศ. 2467 คาร์ล เวิร์ตซ์ ชาวเยอรมันสังเกตว่าการเปลี่ยนแปลงนี้ยิ่งรุนแรงขึ้น ขนาดเชิงมุมของดาราจักรยิ่งเล็กลง อย่างไรก็ตาม มีเพียง Edwin Hubble ในปี 1929 เท่านั้นที่สามารถนำข้อมูลเหล่านี้มารวมเป็นภาพเดียวได้ ตามปรากฏการณ์ Doppler การเลื่อนสีแดงของเส้นในสเปกตรัมหมายความว่าวัตถุกำลังเคลื่อนออกจากเรา เมื่อเปรียบเทียบสเปกตรัมของกาแลคซีกับระยะทางซึ่งกำหนดโดย Cepheids ฮับเบิลได้กำหนดกฎ: ความเร็วของการกำจัดกาแลคซีเป็นสัดส่วนกับระยะทาง ค่าสัมประสิทธิ์ของสัดส่วนในอัตราส่วนนี้เรียกว่า ค่าคงที่ฮับเบิล
ดังนั้นจึงมีการค้นพบการขยายตัวของเอกภพ และด้วยความเป็นไปได้ในการกำหนดระยะทางไปยังกาแลคซีจากสเปกตรัมของพวกมัน แน่นอนว่าหากค่าคงที่ของฮับเบิลเชื่อมโยงกับ "โมหะ" อื่น ๆ ฮับเบิลทำการผูกมัดนี้โดยมีข้อผิดพลาดเกือบเป็นลำดับความสำคัญ ซึ่งได้รับการแก้ไขในช่วงกลางทศวรรษที่ 1940 เท่านั้น เมื่อเห็นได้ชัดว่าเซเฟิดแบ่งออกเป็นหลายประเภทโดยมีอัตราส่วน การสอบเทียบดำเนินการใหม่โดยใช้ Cepheids "แบบคลาสสิก" และจากนั้นค่าคงที่ของฮับเบิลก็ใกล้เคียงกับการประมาณการสมัยใหม่ นั่นคือ 50–100 กม./วินาที สำหรับทุกๆ เมกะพาร์เซกของระยะทางไปยังดาราจักร
ตอนนี้ มีการใช้ redshifts เพื่อระบุระยะทางไปยังกาแลคซีที่อยู่ห่างจากเราหลายพันเมกะพาร์เซก จริงอยู่ ระยะทางเหล่านี้ระบุเป็นเมกะพาร์เซกในบทความยอดนิยมเท่านั้น ความจริงก็คือพวกมันขึ้นอยู่กับแบบจำลองของวิวัฒนาการของเอกภพที่นำมาใช้ในการคำนวณ และนอกจากนี้ ในการขยายอวกาศยังไม่ชัดเจนว่าระยะทางหมายถึงอะไร: ระยะทางที่กาแลคซีอยู่ในขณะที่ปล่อยรังสี หรือเวลาที่รับมันบนโลก หรือระยะทางที่แสงเดินทางระหว่างทางจากจุดเริ่มต้นไปยังจุดสุดท้าย ดังนั้น นักดาราศาสตร์จึงเลือกที่จะระบุเฉพาะค่าเรดชิฟต์ที่สังเกตได้โดยตรงสำหรับวัตถุที่อยู่ห่างไกล โดยไม่ต้องแปลงเป็นเมกะพาร์เซก
ปัจจุบัน Redshifts เป็นวิธีเดียวในการประมาณระยะทาง "จักรวาลวิทยา" ที่เทียบได้กับ "ขนาดของเอกภพ" และในขณะเดียวกัน วิธีนี้อาจเป็นเทคนิคที่แพร่หลายที่สุด ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2550 มีการเผยแพร่รายการ Redshifts ของกาแล็กซี 77,418,767 แห่ง อย่างไรก็ตาม เมื่อสร้างมันขึ้นมา มีการใช้เทคนิคอัตโนมัติที่ค่อนข้างง่ายในการวิเคราะห์สเปกตรัม ดังนั้นข้อผิดพลาดอาจเล็ดลอดเข้าไปในค่าบางค่าได้
เล่นเป็นทีม
วิธีการทางเรขาคณิตสำหรับการวัดระยะทางไม่ได้จำกัดอยู่ที่พารัลแลกซ์ประจำปี ซึ่งเปรียบเทียบการกระจัดเชิงมุมของดาวฤกษ์ที่เห็นได้ชัดกับการเคลื่อนที่ของโลกในวงโคจรของมัน อีกวิธีหนึ่งอาศัยการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์และดวงดาวที่สัมพันธ์กัน จินตนาการถึงกระจุกดาวที่บินผ่านดวงอาทิตย์ ตามกฎแห่งทัศนมิติ เส้นทางโคจรที่มองเห็นได้ของดวงดาว เช่น รางรถไฟบนขอบฟ้า บรรจบกันที่จุดเดียว นั่นคือรัศมี ตำแหน่งระบุมุมที่กระจุกบินไปยังแนวสายตา เมื่อรู้มุมนี้ เราสามารถแยกการเคลื่อนที่ของดวงดาวในกระจุกออกเป็นสองส่วน - ตามแนวสายตาและตั้งฉากกับมันตามแนวทรงกลมท้องฟ้า - และกำหนดสัดส่วนระหว่างพวกมัน ความเร็วในแนวรัศมีของดาวฤกษ์ในหน่วยกิโลเมตรต่อวินาทีนั้นวัดได้จากเอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ และเมื่อคำนึงถึงสัดส่วนที่พบ การฉายภาพของความเร็วบนท้องฟ้าจะถูกคำนวณโดยมีหน่วยเป็นกิโลเมตรต่อวินาทีด้วย ยังคงต้องเปรียบเทียบความเร็วเชิงเส้นของดาวเหล่านี้กับความเร็วเชิงมุมที่กำหนดจากผลการสังเกตระยะยาว และระยะทางก็จะทราบ! วิธีนี้ใช้ได้ผลถึงหลายร้อยพาร์เซก แต่ใช้ได้กับกระจุกดาวเท่านั้น จึงเรียกว่าวิธีพารัลแลกซ์แบบกลุ่ม นี่เป็นวิธีการวัดระยะทางไปยัง Hyades และ Pleiades เป็นครั้งแรก
ลงบันไดทางขึ้น
เมื่อสร้างบันไดของเราขึ้นสู่ขอบจักรวาล เรานิ่งเฉยเกี่ยวกับรากฐานที่มันวางอยู่ ในขณะเดียวกันวิธีพารัลแลกซ์ให้ระยะทางที่ไม่ได้อยู่ในหน่วยเมตรอ้างอิง แต่อยู่ในหน่วยทางดาราศาสตร์ นั่นคือในรัศมีของวงโคจรของโลก ซึ่งค่านั้นไม่ได้ถูกกำหนดในทันที ลองมองย้อนกลับไปและลงบันไดของระยะทางจักรวาลไปยังโลกอาจเป็นคนแรกที่กำหนดความห่างไกลของดวงอาทิตย์คือ Aristarchus แห่ง Samos ผู้เสนอระบบ heliocentric ของโลกเมื่อหนึ่งพันครึ่งปีก่อน Copernicus ปรากฎว่าดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากเรามากกว่าดวงจันทร์ 20 เท่า อย่างที่เราทราบกันดีว่าค่าประมาณนี้ประเมินต่ำกว่าปัจจัย 20 อยู่จนถึงยุคเคปเลอร์ แม้ว่าตัวเขาเองจะไม่ได้วัดหน่วยทางดาราศาสตร์ แต่เขาก็สังเกตเห็นว่าดวงอาทิตย์น่าจะอยู่ไกลกว่าที่ Aristarchus (และนักดาราศาสตร์คนอื่นๆ ติดตามเขา) มาก
Jean Dominique Cassini และ Jean Richet ได้ประมาณการระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ที่ยอมรับได้มากขึ้นหรือน้อยลง ในปี ค.ศ. 1672 ระหว่างการต่อต้านดาวอังคาร พวกเขาวัดตำแหน่งเทียบกับดวงดาวพร้อมกันจากปารีส (ยานแคสสินี) และกาแยน (ริชเชต์) ระยะทางจากฝรั่งเศสถึงเฟรนช์เกียนาเป็นฐานของสามเหลี่ยมพารารัลแลกติก ซึ่งพวกเขากำหนดระยะทางไปยังดาวอังคาร จากนั้นจึงคำนวณหน่วยดาราศาสตร์จากสมการของกลศาสตร์ท้องฟ้า ซึ่งได้ค่า 140 ล้านกิโลเมตร
ในอีกสองศตวรรษต่อมา การผ่านหน้าของดาวศุกร์ในจานสุริยะกลายเป็นเครื่องมือหลักในการกำหนดขนาดของระบบสุริยะ เมื่อสังเกตพร้อมกันจากส่วนต่าง ๆ ของโลก จึงเป็นไปได้ที่จะคำนวณระยะทางจากโลกถึงดาวศุกร์ และระยะทางอื่น ๆ ทั้งหมดในระบบสุริยะ ในศตวรรษที่ XVIII-XIX ปรากฏการณ์นี้ถูกสังเกตสี่ครั้ง: ในปี 1761, 1769, 1874 และ 1882 ข้อสังเกตเหล่านี้กลายเป็นหนึ่งในโครงการทางวิทยาศาสตร์ระดับนานาชาติโครงการแรก มีการติดตั้งการสำรวจขนาดใหญ่ (การสำรวจภาษาอังกฤษในปี 1769 นำโดย James Cook ที่มีชื่อเสียง) มีการสร้างสถานีสังเกตการณ์พิเศษขึ้น ... และถ้าในตอนท้ายของศตวรรษที่ 18 รัสเซียให้นักวิทยาศาสตร์ชาวฝรั่งเศสเท่านั้นที่มีโอกาสสังเกตทางเดินจากดินแดนของตน (จาก Tobolsk) จากนั้นในปี พ.ศ. 2417 และ พ.ศ. 2425 นักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเซียได้มีส่วนร่วมในการวิจัยแล้ว น่าเสียดายที่ความซับซ้อนอย่างมากของการสังเกตได้นำไปสู่ความคลาดเคลื่อนอย่างมากในการประมาณการหน่วยดาราศาสตร์ - จากประมาณ 147 ถึง 153 ล้านกิโลเมตร ค่าที่เชื่อถือได้มากขึ้น - 149.5 ล้านกิโลเมตร - ได้รับเฉพาะในช่วงเปลี่ยนศตวรรษที่ 19-20 จากการสังเกตดาวเคราะห์น้อย และในที่สุดต้องคำนึงว่าผลลัพธ์ของการวัดทั้งหมดนี้ขึ้นอยู่กับความรู้เกี่ยวกับความยาวของฐานซึ่งรัศมีของโลกทำหน้าที่เมื่อทำการวัดหน่วยทางดาราศาสตร์ ดังนั้นในท้ายที่สุด นักสำรวจได้วางรากฐานของบันไดแห่งระยะทางจักรวาล
เฉพาะในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 เท่านั้นที่วิธีการใหม่ขั้นพื้นฐานสำหรับการกำหนดระยะทางของจักรวาลปรากฏขึ้นในการกำจัดของนักวิทยาศาสตร์ - เลเซอร์และเรดาร์ พวกเขาทำให้สามารถเพิ่มความแม่นยำของการวัดในระบบสุริยะได้หลายแสนเท่า ข้อผิดพลาดของเรดาร์สำหรับดาวอังคารและดาวศุกร์อยู่ที่หลายเมตร และระยะห่างจากแผ่นสะท้อนแสงที่ติดตั้งบนดวงจันทร์นั้นวัดได้ภายในหน่วยเซนติเมตร ค่าหน่วยดาราศาสตร์ที่ยอมรับในปัจจุบันคือ 149,597,870,691 เมตร
ชะตากรรมที่ยากลำบากของ "ฮิปปาคัส"
ความก้าวหน้าอย่างมากในการวัดหน่วยทางดาราศาสตร์ทำให้เกิดคำถามเกี่ยวกับระยะทางไปยังดวงดาวในรูปแบบใหม่ ความแม่นยำในการระบุพารัลแลกซ์ถูกจำกัดโดยชั้นบรรยากาศของโลก ดังนั้นย้อนกลับไปในทศวรรษที่ 1960 จึงมีความคิดที่จะนำเครื่องมือ goniometric ขึ้นสู่อวกาศ ได้รับการตระหนักในปี 1989 ด้วยการเปิดตัว Hipparchus ดาวเทียมทางโหราศาสตร์ของยุโรป ชื่อนี้เป็นที่ยอมรับกันดี แม้ว่าการแปลชื่อภาษาอังกฤษ HIPPARCOS จะไม่ถูกต้องนักอย่างเป็นทางการ ซึ่งเป็นคำย่อของ High Precision Parallax Collecting Satellite (“ดาวเทียมสำหรับรวบรวมพารัลแลกซ์ที่มีความแม่นยำสูง”) และไม่ตรงกับการสะกดชื่อภาษาอังกฤษของนักดาราศาสตร์ชาวกรีกโบราณที่มีชื่อเสียง - Hipparchus ผู้เขียนแคตตาล็อกดาวดวงแรกผู้สร้างดาวเทียมกำหนดภารกิจที่ทะเยอทะยานมาก: เพื่อวัดพารัลแลกซ์ของดาวมากกว่า 100,000 ดวงด้วยความแม่นยำระดับมิลลิวินาที นั่นคือการ "เอื้อมมือ" ไปยังดวงดาวที่อยู่ห่างจากโลกหลายร้อยพาร์เซก จำเป็นต้องชี้แจงระยะห่างของกระจุกดาวเปิดหลายกระจุก โดยเฉพาะอย่างยิ่งกลุ่มไฮยาดีสและกลุ่มดาวลูกไก่ แต่ที่สำคัญที่สุด มันเป็นไปได้ที่จะ "กระโดดข้ามขั้นตอน" โดยการวัดระยะทางโดยตรงไปยัง Cepheids
การเดินทางเริ่มต้นด้วยปัญหา เนื่องจากความล้มเหลวในขั้นบน ยานฮิปปาร์คัสไม่ได้เข้าสู่วงโคจร geostationary ที่คำนวณไว้ และยังคงอยู่ในวิถีโคจรที่ยืดออกสูงระดับกลาง อย่างไรก็ตาม ผู้เชี่ยวชาญของ European Space Agency ก็สามารถรับมือกับสถานการณ์ดังกล่าวได้ และกล้องโทรทรรศน์ทางดาราศาสตร์ในวงโคจรก็ใช้งานได้สำเร็จเป็นเวลา 4 ปี การประมวลผลผลลัพธ์กินเวลาเท่าเดิม และในปี 1997 มีการตีพิมพ์แคตตาล็อกดาวฤกษ์ที่มีพารัลแลกซ์และการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดวงดารา 118,218 คน รวมทั้งเซเฟิดประมาณสองร้อยดวง
น่าเสียดายที่ในหลายประเด็นยังไม่มีความชัดเจนที่ต้องการ ผลลัพธ์สำหรับกลุ่มดาวลูกไก่นั้นเป็นสิ่งที่เข้าใจยากที่สุด - สันนิษฐานว่า Hipparchus จะชี้แจงระยะทางซึ่งก่อนหน้านี้ประมาณไว้ที่ 130-135 พาร์เซก แต่ในทางปฏิบัติปรากฎว่า Hipparchus แก้ไขได้ค่าเพียง 118 พาร์เซก การยอมรับค่าใหม่นี้จำเป็นต้องมีการปรับเปลี่ยนทั้งทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และขนาดของระยะห่างระหว่างดาราจักร นี่จะเป็นปัญหาร้ายแรงสำหรับนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ และระยะห่างจากกลุ่มดาวลูกไก่ก็เริ่มได้รับการตรวจสอบอย่างรอบคอบ ภายในปี พ.ศ. 2547 หลายกลุ่มได้รับค่าประมาณระยะทางไปยังคลัสเตอร์อย่างอิสระในช่วงตั้งแต่ 132 ถึง 139 เปอร์เซ็นต์ เริ่มได้ยินเสียงที่ไม่พอใจพร้อมคำแนะนำว่าผลที่ตามมาของการนำดาวเทียมเข้าสู่วงโคจรที่ไม่ถูกต้องยังคงไม่สามารถกำจัดได้อย่างสมบูรณ์ ดังนั้นโดยทั่วไป parallaxes ทั้งหมดที่เขาวัดจึงถูกตั้งคำถาม
ทีมงานของ Hipparchus ต้องยอมรับว่าการวัดโดยทั่วไปมีความแม่นยำ แต่อาจต้องประมวลผลใหม่ ประเด็นก็คือ Parallaxes ไม่สามารถวัดได้โดยตรงใน Space astrometry ในทางกลับกัน Hipparchus ได้วัดมุมระหว่างดาวหลายคู่ซ้ำแล้วซ้ำอีกเป็นเวลาสี่ปี มุมเหล่านี้เปลี่ยนไปเนื่องจากการกระจัดแบบพารัลแลกติกและเนื่องจากการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของดวงดาวในอวกาศ หากต้องการ "ดึง" ค่าของพารัลแลกซ์จากการสังเกตออกมาอย่างแม่นยำ จำเป็นต้องมีการประมวลผลทางคณิตศาสตร์ที่ค่อนข้างซับซ้อน นี่คือสิ่งที่ฉันต้องทำซ้ำ ผลลัพธ์ใหม่ได้รับการเผยแพร่เมื่อสิ้นเดือนกันยายน 2550 แต่ยังไม่ชัดเจนว่ามีการปรับปรุงให้ดีขึ้นมากน้อยเพียงใด
แต่ปัญหาของ Hipparchus ไม่ได้จบเพียงแค่นั้น พารัลแลกซ์ของเซเฟอิดที่กำหนดโดยเขากลับกลายเป็นว่าไม่แม่นยำเพียงพอสำหรับการสอบเทียบอัตราส่วน "คาบความส่องสว่าง" อย่างมั่นใจ ดังนั้น ดาวเทียมจึงล้มเหลวในการแก้ปัญหาที่สองที่เผชิญอยู่ ดังนั้นจึงมีการพิจารณาโครงการใหม่ ๆ ของ Space astrometry ในโลก โครงการ European Gaia ซึ่งมีกำหนดเปิดตัวในปี 2555 ใกล้เคียงกับการดำเนินการมากที่สุด หลักการทำงานของมันเหมือนกับของ Hipparchus - การวัดมุมซ้ำระหว่างคู่ของดาว อย่างไรก็ตาม ต้องขอบคุณออปติกที่ทรงพลัง ทำให้สามารถสังเกตวัตถุที่มีแสงสลัวได้มาก และการใช้วิธีอินเตอร์เฟอโรเมทรีจะเพิ่มความแม่นยำของการวัดมุมเป็นสิบไมโครวินาทีของส่วนโค้ง สันนิษฐานว่า Gaia จะสามารถวัดระยะทางกิโลพาร์เซกโดยมีข้อผิดพลาดไม่เกิน 20% และจะกำหนดตำแหน่งของวัตถุประมาณพันล้านชิ้นในช่วงเวลาหลายปีของการทำงาน ดังนั้น แผนที่สามมิติของส่วนสำคัญของดาราจักรจะถูกสร้างขึ้นจักรวาลของอริสโตเติลสิ้นสุดที่ระยะห่างจากโลกถึงดวงอาทิตย์เก้าระยะทาง โคเปอร์นิคัสเชื่อว่าดวงดาวอยู่ไกลกว่าดวงอาทิตย์ถึง 1,000 เท่า พารัลแลกซ์ผลักแม้กระทั่งดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดออกไปหลายปีแสง ในตอนต้นของศตวรรษที่ 20 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน Harlow Shapley ใช้ Cepheids ระบุว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของกาแล็กซี (ซึ่งเขาระบุด้วยเอกภพ) วัดได้ในระยะเวลาหลายหมื่นปีแสง และด้วยกล้องฮับเบิล ขอบเขตของเอกภพจึงขยายออกไปหลายกิกะพาร์เซก สุดท้ายพวกเขาเป็นอย่างไร?
แน่นอน แต่ละขั้นของบันไดระยะทางมีข้อผิดพลาดของตัวเอง ใหญ่ขึ้นหรือเล็กลง แต่โดยทั่วไปแล้ว สเกลของเอกภพได้รับการกำหนดไว้อย่างดี ตรวจสอบโดยวิธีการต่างๆ ที่ไม่ขึ้นต่อกัน และเพิ่มเป็นภาพเดียวที่สอดคล้องกัน ดังนั้นขอบเขตปัจจุบันของจักรวาลจึงดูเหมือนไม่สั่นคลอน อย่างไรก็ตาม นี่ไม่ได้หมายความว่าวันหนึ่งเราจะไม่ต้องการวัดระยะทางจากมันไปยังจักรวาลข้างเคียง!
Shklovsky I.S. , Dmitry Wiebe โลก (โซล III)
ตามวัสดุ: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. "จักรวาล ชีวิต จิตใจ" / เอ็ด N.S. Kardashev และ V.I. Moroza - 6th ed.
สเกลระยะทางในจักรวาล วิธีการประมาณขนาดและระยะทาง
ความไม่มีที่สิ้นสุดและความกว้างใหญ่ของจักรวาลทำให้เกิดความรู้สึกชื่นชมและเกรงขาม
ดังนั้น นักฟิสิกส์ชาวเยอรมัน ผู้ประดิษฐ์เครื่องสูบลม ซึ่งแสดงการมีอยู่ของความกดอากาศ (ทดลองกับซีกโลกของมักเดบูร์ก ʼʼ) และศึกษาคุณสมบัติ ᴇᴦο หลายอย่าง O. von Guericke ได้ทำการทดลองเพื่อพิสูจน์ว่าจักรวาลว่างเปล่า อยู่ทั่วไปทุกหนทุกแห่ง และไม่มีที่สิ้นสุด สิ่งนี้ขัดแย้งกับวิทยาศาสตร์ของต้นศตวรรษที่ 17 เขาเขียนว่า ᴇᴦο ในความพยายามที่จะรู้โครงสร้างของโลก ก่อนอื่นต้องตกตะลึงกับขอบเขตที่ไม่อาจจินตนาการได้
จักรวาล. เธอเองที่ปลุกเร้าให้เขาเกิดความปรารถนาอย่างแรงกล้าที่จะแน่ใจว่ามันคืออะไรที่กระจายอยู่ระหว่างเทห์ฟากฟ้า˸ ʼʼ แท้จริงแล้วมันคืออะไรกันแน่? แต่มันมีทุกสิ่งและให้สถานที่สำหรับการดำรงอยู่และการดำรงอยู่ บางทีมันอาจจะเป็นสสารบนท้องฟ้าที่ลุกเป็นไฟ ของแข็ง (ตามที่อริสโตเติ้ลกล่าวอ้าง) ของเหลว (ตามที่โคเปอร์นิคัสและไทโค บราเฮคิด) หรือแก่นแท้ที่ห้าโปร่งใสบางชนิด? หรือความว่างจากสิ่งใดๆ กล่าวคือ มีความว่างเปล่าที่ถูกปฏิเสธตลอดเวลาʼʼ
ระยะทางในโลกของดวงดาววัดเป็นปีแสง (1 ปีแสง ≈ 9.5 ‣‣‣ 10 12 กม.) หรือเป็นพาร์เซก (1 ชิ้น = 3.26 ปีแสง = 206 265 AU = 3.1 ‣‣‣ 10 16 ม.) ระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ใน 1 AU (หน่วยดาราศาสตร์) ≈ 150 ล้าน km, ᴦο แสงเดินทางใน 8.5 นาที ดวงจันทร์อยู่ห่างประมาณ 1 เซนต์ s หรือ 384,000 กม. หรือ 60 รัศมีของโลก เส้นผ่านศูนย์กลางของระบบสุริยะมีหลายชั่วโมงแสง และดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด (Proxima ของกลุ่มดาวคนกลาง) อยู่ห่างออกไปประมาณ 4 ชั่วโมงแสง ปี.
ในสมัยโบราณ ผู้คนต่างมีความคิดเกี่ยวกับโลกและรูปร่างที่แตกต่างกัน ดังนั้นชาวฮินดูจึงจินตนาการว่าโลกเป็นเครื่องบินที่วางอยู่บนหลังช้าง ชาวบาบิโลน - ในรูปแบบของภูเขาบนเนินเขาทางตะวันตกซึ่งเป็นบาบิโลน ชาวยิว - ในรูปแบบของที่ราบ ฯลฯ แต่ไม่ว่าในกรณีใดเชื่อกันว่าโดมแห่งสวรรค์เชื่อมต่อกับท้องฟ้าในที่ใดที่หนึ่ง วิทยาศาสตร์ของโลก ภูมิศาสตร์ เป็นหนี้รูปลักษณ์และการพัฒนาของชาวกรีกโบราณซึ่งเป็นตัวแทนของโลกในรูปแบบของเค้กกลมที่มีกรีซอยู่ตรงกลาง Hecateus of Miletus คำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางของมัน - 8,000 กม. สำหรับบรรพบุรุษที่อยู่ห่างไกลของเรา การวางแนวในอวกาศมีความสำคัญอย่างยิ่ง สั่งซื้อให้ความปลอดภัย
ในเมโสโปเตเมียและอียิปต์ การสังเกตท้องฟ้าเป็นสิทธิพิเศษของนักบวชและเกี่ยวข้องกับโหราศาสตร์ ผู้คนสังเกตเห็นว่าดาวเคราะห์ต่างๆ เคลื่อนที่สวนทางกับพื้นหลังของดวงดาว (จากภาษากรีก ดาวเคราะห์- หลง). พวกเขาเริ่มสร้างแบบจำลองของพื้นที่โลกรอบๆ ตัวบุคคล แบบจำลองของโลก มนุษย์และด้วยเหตุนี้ โลกของเราจึงถูกจัดให้อยู่ในศูนย์กลางของโลก ตำแหน่งที่โดดเด่นของบุคคลดังกล่าวสอดคล้องกับความคิดของผู้สังเกตการณ์ อริสโตเติลให้เหตุผลทางปรัชญาธรรมชาติสำหรับระบบดังกล่าว เขาเป็นตัวแทนของจักรวาลเป็นทรงกลมทางวัตถุจำนวนมากที่เชื่อมต่อกันซึ่งแต่ละอันเป็นไปตามกฎของมันเอง เขาไม่สามารถอธิบายการเคลื่อนที่ที่ชัดเจนของเทห์ฟากฟ้าจากตะวันออกไปตะวันตกได้ และจำกัดตัวเองอยู่แค่คำว่า ˸ ʼʼธรรมชาติมักจะใช้สิ่งที่ดีที่สุดที่เป็นไปได้ʼʼ Eudoxus นักเรียนอีกคนหนึ่งของ Plato พยายามหาจลนพลศาสตร์ของดาวเคราะห์ตามสมมติฐานของการเคลื่อนที่ตามเส้นโค้งในอุดมคติ - วงกลม ในการทำเช่นนี้ เขาต้องเลือกความเร็วและทิศทางการเคลื่อนที่ของทรงกลมสาม (และเจ็ด) เพื่ออธิบายการเคลื่อนที่ที่ชัดเจนของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ และทรงกลม 26 ชิ้นสำหรับดาวเคราะห์ อริสโตเติลใช้ทรงกลมไปแล้ว 56 ลูก และนักคณิตศาสตร์ Apollonius ได้เสนอทฤษฎีของ epicycles: ดาวเคราะห์เคลื่อนที่เป็นวงโคจรเป็นวงกลม ซึ่งจุดศูนย์กลางอธิบายถึงวงกลมรอบโลก ระบบนี้ได้รับการพัฒนาโดยนักดาราศาสตร์ชื่อดัง Hipparchus ซึ่งรวบรวมรายการดาวฤกษ์ 850 ดวงชุดแรก ระบุกลุ่มดาวและค้นพบการเคลื่อนตัวของแกนโลก เขาถือเป็นหนึ่งในผู้ก่อตั้งดาราศาสตร์ ในอริสโตเติล ทุกสิ่งไม่ได้เป็นเช่นนั้น
สเกลระยะทางในจักรวาล วิธีการประมาณขนาดและระยะทาง - แนวคิดและประเภท การจำแนกประเภทและคุณสมบัติของหมวดหมู่ "มาตราส่วนระยะทางในจักรวาล วิธีการประมาณขนาดและระยะทาง" 2015, 2017-2018
