> Universumi mastaap

Kasutage võrgus universumi interaktiivne skaala: Universumi tegelikud mõõtmed, objektide võrdlus kosmoses, planeedid, tähed, parved, galaktikad.

Me kõik mõtleme dimensioonidele üldiselt, näiteks teisele reaalsusele või meie ettekujutusele meid ümbritsevast keskkonnast. See on aga vaid murdosa tegelikest mõõtmistest. Ja ennekõike olemasolev arusaam universumi skaala mõõtmised- see on füüsikas kõige paremini kirjeldatud.

Füüsikud eeldavad, et mõõtmised on lihtsalt universumi skaala tajumise erinevad tahud. Näiteks neli esimest mõõdet hõlmavad pikkust, laiust, kõrgust ja aega. Kvantfüüsika järgi on aga ka teisi mõõtmeid, mis kirjeldavad universumi ja võib-olla ka kõigi universumite olemust. Paljud teadlased usuvad, et praegu on umbes 10 dimensiooni.

Universumi interaktiivne skaala

Universumi skaala mõõtmine

Esimene mõõde, nagu juba mainitud, on pikkus. Sirge joon on hea näide ühemõõtmelisest objektist. Sellel real on ainult pikkuse mõõt. Teine mõõde on laius. See mõõde hõlmab pikkust, kahemõõtmelise objekti hea näide oleks võimatult õhuke tasapind. Kahes dimensioonis asju saab vaadata ainult ristlõikes.

Kolmas dimensioon sisaldab kõrgust ja see mõõde on meile kõige tuttavam. Koos pikkuse ja laiusega on see mõõtmete poolest universumi kõige nähtavam osa. Parim füüsiline vorm selle mõõtme kirjeldamiseks on kuup. Kolmas mõõde eksisteerib siis, kui pikkus, laius ja kõrgus ristuvad.

Nüüd lähevad asjad veidi keerulisemaks, sest ülejäänud 7 dimensiooni on seotud mittemateriaalsete mõistetega, mida me otseselt jälgida ei saa, kuid me teame, et need on olemas. Neljas dimensioon on aeg. See on erinevus mineviku, oleviku ja tuleviku vahel. Seega oleks neljanda dimensiooni parim kirjeldus kronoloogia.

Teised dimensioonid käsitlevad tõenäosusi. Viies ja kuues dimensioon on seotud tulevikuga. Kvantfüüsika järgi võib võimalikke tulevikku olla suvaline arv, kuid on ainult üks tulemus ja selle põhjuseks on valik. Viies ja kuues mõõde on seotud kõigi nende tõenäosuste bifurkatsiooniga (muutus, hargnemine). Põhimõtteliselt, kui saaksite juhtida viiendat ja kuuendat dimensiooni, võiksite minna ajas tagasi või külastada erinevaid tulevikku.

Mõõtmed 7 kuni 10 on seotud universumi ja selle skaalaga. Need põhinevad tõsiasjal, et universumeid on mitu ja igaühel neist on oma reaalsuse mõõtmete jada ja võimalikud tulemused. Kümnes ja viimane mõõde on tegelikult üks kõigi universumite võimalikest tulemustest.

Interaktiivne

(1 hinnangud, keskmine: 5,00 5-st)

Musta auguga naabruskond pole ühegi kosmoseobjekti jaoks kõige turvalisem variant. Lõppude lõpuks on need salapärased moodustised nii ahvatlevad ...

Päikesesüsteemist välja pääsedes leiad end oma eluga tähenaabrite hulgast. Aga milline täht on kõige lähemal? ...

Millised on peal. Enamasti oleme kõik aheldatud elu- ja töökoha külge. Meie maailma mõõtmed on jahmatavad, kuid universumiga võrreldes pole see midagi. Nagu öeldakse - "Sündinud liiga hilja, et maailma uurida ja liiga vara, et uurida kosmost"... See on isegi solvav. Aga alustame – lihtsalt olge ettevaatlik, et mitte uimaseks jääda.

1. See on Maa.

See on just see planeet, mis on praegu inimkonna ainus kodu. Koht, kus elu tekkis maagilisel viisil (või võib-olla mitte nii maagiliselt) ja evolutsiooni käigus ilmusime sina ja mina.

2. Meie koht päikesesüsteemis.

Lähimad suured kosmoseobjektid, mis meid ümbritsevad, on loomulikult meie naabrid päikesesüsteemis. Kõik mäletavad oma nimesid lapsepõlvest ja modelle kujundatakse ümbritseva maailma tundides. Juhtus nii, et isegi nende hulgas pole me kõige suuremad ...

3. Meie Maa ja Kuu vaheline kaugus.

See ei tundu nii kaugel, eks? Ja kui arvestada ka tänapäevaseid kiirusi, siis mitte midagi.

4. Tegelikult – piisavalt kaugele.

Kui proovite, siis väga täpselt ja mugavalt - planeedi ja satelliidi vahele saate hõlpsasti paigutada ülejäänud päikesesüsteemi planeedid.

5. Jätkame siiski rääkimist planeetidest.

Enne sind Põhja-Ameerika, nagu oleks see Jupiterile paigutatud. Jah, see väike roheline täpp on Põhja-Ameerika. Kas kujutate ette, kui suur oleks meie Maa, kui me selle Jupiteri skaalal üle viiksime? Tõenäoliselt avastaksid inimesed ikka uusi maid)

6. See on Maa võrreldes Jupiteriga.

Nuuu, õigemini kuus Maad - selguse mõttes.

7. Saturni rõngad, söör.

Saturni rõngastel oleks nii uhke välimus, kui nad tiirleksid ümber Maa. Vaadake Polüneesiat – natuke nagu ooperi ikooni, eks?

8. Võrdleme Maad Päikesega?

See ei tundu taevas nii suur ...

9. See vaade avaneb Maale, kui vaadata seda Kuult.

Tore, ah? Nii üksildane tühja ruumi taustal. Või mitte tühi? Jätkame ...

10. Ja nii Marsilt

Vean kihla, et te ei tee kindlaks, kas see on Maa.

11. See on hetktõmmis Maast, mis asub Saturni rõngaste taga

12. Ja siin on Neptuun.

Vaid 4,5 miljardit kilomeetrit. Kaua sa otsiksid?

13. Lähme siis tagasi tähe juurde, mida nimetatakse Päikeseks.

Põnev vaatepilt, kas pole?

14. Siin on Päike Marsi pinnalt.

15. Ja siin on selle võrdlus staari VY Canis Majori kaaludega.

Kuidas sulle see meeldib? Rohkem kui muljetavaldav. Kas kujutate ette, milline energia sinna koondub?

16. Aga see kõik on jama, kui võrrelda meie kodutähte Linnutee galaktika mõõtmetega.

Et see oleks selgem, kujutage ette, et oleme oma Päikese kokku surunud valgete vereliblede suuruseks. Antud juhul on Linnutee suurus üsna võrreldav näiteks Venemaa mõõtmetega. See on Linnutee.

17. Üldiselt on tähed tohutud

Kõik, mis sellesse kollasesse ringi on paigutatud, on kõik, mida näete öösel Maalt. Ülejäänu on palja silmaga kättesaamatu.

18. Kuid on ka teisi galaktikaid.

Siin on Linnutee võrreldes galaktikaga IC 1011, mis asub Maast 350 miljoni valgusaasta kaugusel.

Lähme veel korra?

Nii et see Maa on meie kodu.

Vähendage skaala päikesesüsteemi suurusele ...

Võtame natuke veel...

Ja nüüd kuni Linnutee suuruseni ...

Jätkame vähendamist...

Ja edasi…

Peaaegu valmis, ärge muretsege...

Valmis! Lõpp!

See on kõik, mida inimkond nüüdisaegset tehnoloogiat kasutades jälgida saab. See pole isegi sipelgas ... Otsustage ise, ärge lihtsalt hulluks minge ...

Selline mastaap ei mahu isegi pähe. Kuid keegi teatab enesekindlalt, et oleme universumis üksi, kuigi nad ise pole päris kindlad, kas ameeriklased olid Kuul või mitte.

Hoidke, poisid... oodake.

Kui professionaalsed astronoomid kujutaksid pidevalt ja tajutavalt ette taevakehade evolutsiooni kosmiliste kauguste ja ajavahemike koletu suurusjärku, suudaksid nad vaevalt edukalt arendada teadust, millele nad on oma elu pühendanud. Meile lapsepõlvest tuttavad aegruumi mastaabid on kosmilistega võrreldes nii tühised, et teadvuse puhul läheb sõna otseses mõttes hinge. Mõnda kosmoseprobleemi käsitledes lahendab astronoom kas teatud matemaatilise ülesande (seda teevad kõige sagedamini taevamehaanika spetsialistid ja astrofüüsikud-teoreetikud) või täiustab vaatlusvahendeid ja -meetodeid või ehitab oma kujutlusvõimesse, teadlikult või alateadlikult uuris mõni väike mudel kosmosesüsteemi. Sel juhul õige arusaam uuritava süsteemi suhtelistest suurustest (näiteks antud ruumisüsteemi detailide suuruste suhe, selle süsteemi suuruste suhe ja teised sellega sarnased või mittesarnased). jm) ja ajavahemikud (näiteks antud protsessi voolukiiruse suhe mõne teise protsessi kiirusesse).

Üks selle artikli autoritest on olnud seotud päris palju, näiteks päikesekroona ja galaktikaga. Ja need tundusid talle alati ebakorrapärase kujuga umbes ühesuuruste kerakujuliste kehadena – umbes 10 cm... Miks 10 cm? See pilt tekkis alateadlikult lihtsalt seetõttu, et autor joonistas liiga sageli selle või selle päikese- või galaktikafüüsika küsimuse üle mõtiskledes oma mõtteobjektide piirjooned tavalisse märkmikku (kasti). Joonistasin, püüdes kinni pidada nähtuste mastaabist. Näiteks ühe väga kurioosse küsimuse puhul oli võimalik tõmmata huvitav analoogia päikesekrooni ja galaktika (õigemini nn "galaktilise krooni") vahel. Muidugi teadis autor nii-öelda "intellektuaalselt" väga hästi, et galaktilise krooni mõõtmed on sadu miljardeid kordi suuremad kui päikese mõõtmed. Kuid ta unustas selle rahulikult. Ja kui mitmel juhul omandas galaktika krooni suur suurus mingi põhimõttelise tähtsuse (nii juhtus), siis võeti seda formaalselt ja matemaatiliselt arvesse. Ja visuaalselt tundusid mõlemad "kroonid" võrdselt väikesed ...

Kui autor andis selle töö käigus filosoofilisi mõtisklusi Galaktika suuruse tohutust, galaktilist krooni moodustava gaasi kujuteldamatust haruldasest, meie beebiplaneedi ja meie enda olemasolu ebaolulisusest. , ja muudel mitte vähem õigetel teemadel, päikese- ja galaktikaprobleemide kallal töötamine peatuks automaatselt ...

Andku lugeja mulle selle "lüürilise kõrvalepõike" andeks. Ma ei kahtle, et teistel astronoomidel olid samad mõtted, kui nad oma probleemidega tegelesid. Mulle tundub, et mõnikord on kasulik teadustöö "kööki" paremini tundma õppida ...

Kuni suhteliselt hiljuti tundus maakera inimesele tohutu. Magellani vapratel kaaslastel kulus rohkem kui kolm aastat, et teha esimene ümbermaailmareis peaaegu pool tuhat aastat tagasi uskumatute raskuste hinnaga. Veidi enam kui 100 aastat on möödas ajast, mil Jules Verne’i ulmeromaani leidlik kangelane tegi tolleaegse tehnika uusimaid saavutusi kasutades 80 päevaga ümbermaailmareisi. Ja kõigest veidi vähem kui 50 aastat on möödunud kogu inimkonna jaoks meeldejäävatest päevadest, mil esimene Nõukogude kosmonaut Gagarin lendas legendaarse kosmoseaparaadiga Vostok 89 minutiga ümber maakera. Ja inimeste mõtted pöördusid tahtmatult tohutute kosmoseruumide poole, kuhu kadus väike planeet Maa ...

1 parsek (pc) võrdub 3,26 valgusaastaga. Parsek on defineeritud kui kaugus, millest alates on Maa orbiidi raadius 1 sekundi nurga all nähtav. kaared. See on väga väike nurk. Piisab, kui öelda, et selle nurga all on pennimünt näha 3 km kauguselt.

Ükski täht – päikesesüsteemi lähimad naabrid – ei asu meile lähemal kui 1 tk. Näiteks mainitud Proxima Centauri asub ca 1,3 tk kaugusel. Skaalal, milles me päikesesüsteemi kujutasime, vastab see 2 tuhandele km-le. Kõik see illustreerib hästi meie päikesesüsteemi suurt eraldatust ümbritsevatest tähesüsteemidest, mõnel neist süsteemidest võib sellega olla palju sarnasusi.

Kuid Päikest ümbritsevad tähed ja Päike ise moodustavad vaid tähtsusetu osa tähtede ja udukogude hiiglaslikust rühmast, mida nimetatakse "Galaktikaks". Me näeme seda tähtede kogumit selgetel kuuta öödel kui Linnutee joont, mis läbib taevast. Galaktika on üsna keerulise struktuuriga. Esimesel, väga umbkaudsel lähenemisel võime eeldada, et tähed ja udukogud, millest see koosneb, täidavad ruumala tugevalt kokkusurutud pöördeellipsoidina. Populaarses kirjanduses võrreldakse Galaktika kuju sageli kaksikkumera objektiiviga. Tegelikult on kõik palju keerulisem ja joonistatud pilt liiga konarlik. Tegelikult selgub, et erinevat tüüpi tähed koonduvad täiesti erineval viisil Galaktika keskpunkti ja selle "ekvatoriaaltasandi" suunas. Näiteks gaasilised udukogud, aga ka väga kuumad massiivsed tähed on tugevalt koondunud Galaktika ekvatoriaaltasandi poole (taevas vastab see tasand suurele ringile, mis läbib Linnutee keskseid osi). Kuid nad ei näita märkimisväärset kontsentratsiooni galaktika keskuse suunas. Teisest küljest ei näita teatud tüüpi tähed ja täheparved (nn kerasparved) peaaegu mingit koondumist Galaktika ekvatoriaaltasandi poole, kuid neid iseloomustab tohutu kontsentratsioon selle keskpunkti suunas. Nende kahe äärmusliku ruumilise jaotuse tüübi (mida astronoomid nimetavad "tasaseks" ja "sfääriliseks") vahel on kõik vahepealsed juhud. Ometi selgub, et suurem osa Galaktika tähtedest paikneb hiiglaslikus kettas, mille läbimõõt on umbes 100 tuhat valgusaastat ja paksus umbes 1500 valgusaastat. See ketas sisaldab mitut enam kui 150 miljardit erinevat tüüpi tähte. Meie Päike on üks neist tähtedest, mis asub Galaktika perifeerias ekvaatoritasandi lähedal (täpsemalt "ainult" umbes 30 valgusaasta kaugusel – täheketta paksusega võrreldes üsna väike suurusjärk).

Kaugus Päikesest galaktika tuumani (või selle keskpunktini) on umbes 30 tuhat valgusaastat. Tähtede tihedus galaktikas on väga ebaühtlane. See on kõrgeim galaktika tuuma piirkonnas, kus viimastel andmetel jõuab see 2 tuhande täheni kuupparseki kohta, mis on ligi 20 tuhat korda suurem kui keskmine tähtede tihedus Päikese läheduses. Lisaks kipuvad tähed moodustama eraldi rühmi või klastreid. Hea näide sellisest kobarast on meie talvises taevas nähtavad Plejaadid.

Galaxy sisaldab ka palju suuremas plaanis struktuurseid detaile. Uuringud on tõestanud, et udukogud ja ka kuumad massiivsed tähed on jaotunud piki spiraali harusid. Spiraalstruktuur on eriti hästi näha teistes tähesüsteemides – galaktikates (väikese tähega, erinevalt meie tähesüsteemist – Galaktikast). Selgus, et galaktika spiraalse struktuuri kindlakstegemine, milles me ise asume, on äärmiselt keeruline.

Tähed ja udukogud liiguvad galaktikas üsna keerulisel viisil. Esiteks osalevad nad Galaktika pöörlemises ümber selle ekvatoriaaltasandiga risti oleva telje. See pöörlemine ei ole sama, mis jäiga keha oma: Galaktika erinevatel osadel on erinevad pöörlemisperioodid. Niisiis, Päike ja teda ümbritsevad tähed tohutul, mitmesaja valgusaasta suurusel alal teevad pöörde umbes 200 miljoni aastaga. Kuna Päike koos planeetide perekonnaga on ilmselt eksisteerinud umbes 5 miljardit aastat, on ta oma evolutsiooni jooksul (gaasilisest udukogust sünnist praeguse olekuni) teinud umbes 25 pööret ümber Galaktika pöörlemistelje. Võib öelda, et Päikese vanus on ainult 25 "galaktiline aastat", ütleme otse - õitsemisaeg ...

Päikese ja naabertähtede liikumiskiirus nende peaaegu ringikujulistel galaktilistel orbiitidel ulatub 250 km / s. Selle korrapärase liikumisega galaktika tuuma ümber asetsevad tähtede kaootilised ja korratud liikumised. Selliste liikumiste kiirused on palju väiksemad - umbes 10-50 km / s ja erinevat tüüpi objektide puhul on need erinevad. Kuumade massiivsete tähtede kiirus on madalaim (6–8 km / s), päikese tüüpi tähtedel aga umbes 20 km / s. Mida väiksemad on need kiirused, seda "tasasem" on antud tüüpi tähtede jaotus.

Skaalal, mida kasutasime päikesesüsteemi visualiseerimiseks, on Galaktika mõõtmed 60 miljonit km - väärtus, mis on juba üsna lähedal Maa ja Päikese kaugusele. Seega on selge, et kui me tungime universumi üha kaugematesse piirkondadesse, siis see skaala enam ei sobi, kuna kaotab selguse. Seetõttu võtame teistsuguse skaala. Vähendagem vaimselt Maa orbiidi vesinikuaatomi sisemise orbiidi suurusele klassikalises Bohri mudelis. Tuletame meelde, et selle orbiidi raadius on 0,53x10 -8 cm. Siis on lähim täht umbes 0,014 mm kaugusel, Galaktika keskpunkt umbes 10 cm kaugusel ja meie tähesüsteemi mõõtmed on olema umbes 35 cm. Päikese läbimõõt on mikroskoopilised mõõtmed: 0,0046 A (angström on pikkuse ühik, mis võrdub 10–8 cm).

Oleme juba rõhutanud, et tähed asuvad üksteisest suurel kaugusel ja on seega praktiliselt isoleeritud. Eelkõige tähendab see seda, et tähed ei põrka peaaegu kunagi üksteisega kokku, kuigi nende igaühe liikumise määrab gravitatsiooniväli, mille loovad kõik Galaktika tähed. Kui käsitleme Galaktikat kui teatud gaasiga täidetud piirkonda ja tähed mängivad gaasimolekulide ja aatomite rolli, siis peame seda gaasi pidama äärmiselt haruldaseks. Päikese läheduses on tähtede keskmine kaugus umbes 10 miljonit korda suurem kui tähtede keskmine läbimõõt. Samal ajal on tavaõhus tavatingimustes molekulide keskmine kaugus vaid mitukümmend korda suurem kui viimaste mõõtmed. Sama suhtelise vaakumi astme saavutamiseks tuleks õhutihedust vähendada vähemalt 1018 korda! Pange tähele, et Galaktika keskosas, kus tähtede tihedus on suhteliselt suur, juhtub aeg-ajalt tähtede kokkupõrkeid. Siin tuleks oodata ligikaudu ühte kokkupõrget iga miljoni aasta tagant, samas kui Galaktika "normaalsetes" piirkondades kogu meie tähesüsteemi evolutsiooni ajaloo jooksul, mis on kokku vähemalt 10 miljardit aastat, pole tähtede kokkupõrkeid praktiliselt toimunud.

Astronoomid on mitu aastakümmet järjekindlalt uurinud teisi tähesüsteeme, mis on ühel või teisel määral sarnased meie omaga. Seda uurimisvaldkonda nimetatakse "ekstragalaktiliseks astronoomiaks". Nüüd mängib ta astronoomias peaaegu juhtivat rolli. Ekstragalaktiline astronoomia on viimase kolme aastakümne jooksul teinud märkimisväärseid edusamme. Tasapisi hakkasid esile kerkima Metagalaktika grandioossed kontuurid, millesse on väikese osakesena kaasatud meie tähesüsteem. Me ei tea Metagalaktikast ikka veel kõike. Objektide tohutu kaugus tekitab väga spetsiifilisi raskusi, mis lahendatakse kõige võimsamate vaatlusvahendite kasutamisega koos sügava teoreetilise uurimistööga. Ometi on metagalaktika üldine struktuur viimastel aastatel põhimõtteliselt selgeks saanud.

Metagalaktikat võime määratleda kui tähesüsteemide kogumit – galaktikad, mis liiguvad meie vaadeldava universumi osa tohututes ruumides. Meie tähesüsteemile kõige lähemal asuvad galaktikad on kuulsad Magellani pilved, mis on lõunapoolkera taevas selgelt nähtavad kahe suure laiguna, mille pinna heledus on ligikaudu sama kui Linnutee. Kaugus Magellani pilvedeni on "vaid" umbes 200 tuhat valgusaastat, mis on üsna võrreldav meie Galaktika koguulatusega. Teine meile "lähedane" galaktika on udukogu Andromeeda tähtkujus. See on palja silmaga nähtav 5-nda suurusjärgu nõrga valguse täpina.

Tegelikult on see tohutu tähemaailm, mis on tähtede arvu ja kogumassi poolest kolm korda suurem meie galaktikast, mis omakorda on galaktikate seas hiiglane. Kaugus Andromeeda udukoguni või, nagu astronoomid seda nimetavad, M 31-ni (mis tähendab, et tuntud Messieri udukogude kataloogis on see 31. kohal) on umbes 1800 tuhat valgusaastat, mis on umbes 20 korda suurem kui udukogus. Galaxy suurus. Nebula M 31 on selgelt väljendunud spiraalse struktuuriga ja on paljude omaduste poolest väga sarnane meie galaktikaga. Selle kõrval on selle väikesed ellipsoidsed satelliidid. Koos spiraalsüsteemidega (selliseid galaktikaid tähistatakse olenevalt spiraalstruktuuri arengu iseloomust sümbolitega Sа, Sb ja Sс; tuuma läbiva "silla" juuresolekul asetatakse täht B pärast spiraalstruktuuri täht S) on sfäärilisi ja ellipsoidseid, millel puuduvad igasugused spiraalstruktuuri jäljed, aga ka "ebakorrapärased" galaktikad, millest Magellani pilved on hea näide.

Suured teleskoobid jälgivad tohutul hulgal galaktikaid. Kui nähtavast 12. tähesuurusest heledamaid on umbes 250 galaktikat, siis umbes 50 000 on heledamad kui 16. Kõige nõrgemad objektid, mida saab piiril pildistada 5 m peegli läbimõõduga reflektorteleskoobiga, on tiirleva teleskoobiga "Hubble" see piir - 30 magnituudiga objektid. Selgub, et miljardite selliste nõrgimate objektide hulgas on enamus galaktikad. Paljud neist on meist kaugemal, kui valgus läbib miljardeid aastaid. See tähendab, et valgust, mis põhjustas plaadi mustaks muutumise, kiirgas nii kauge galaktika ammu enne Maa geoloogilise ajaloo arheani perioodi!

Enamiku galaktikate spektrid on päikesetaolised; mõlemal juhul on üsna heledal taustal näha eraldi tumedad neeldumisjooned. Selles pole midagi ootamatut, kuna galaktikate kiirgus on miljardite nendes tähtede kiirgus, mis on enam-vähem sarnased Päikesele. Galaktikate spektrite hoolikas uurimine aastaid tagasi viis ühe fundamentaalse tähtsusega avastuseni. Fakt on see, et mis tahes spektrijoone lainepikkuse nihke olemuse tõttu laboristandardi suhtes on võimalik määrata kiirgava allika liikumiskiirust mööda vaatejoont. Teisisõnu on võimalik kindlaks teha, millise kiirusega allikas läheneb või taandub.

Valgusallika lähenedes nihkuvad spektrijooned lühemate lainepikkuste suunas, eemaldumisel pikemate suunas. Seda nähtust nimetatakse "Doppleri efektiks". Selgus, et galaktikates (välja arvatud mõned meile kõige lähemal olevad) on spektrijooned alati nihutatud spektri pika lainepikkuse poole (joonte "punane nihe") ja selle nihke suurus on seda suurem, galaktika on meist kaugemal.

See tähendab, et kõik galaktikad eemalduvad meist ja galaktikate kauguse kasvades suureneb "paisumise" kiirus. See saavutab tohutud väärtused. Näiteks raadiogalaktika Cygnus A punanihke kiirus on ligi 17 000 km/s. Pikka aega kuulus rekord väga nõrgale (20. suurusjärgu optiliste kiirte poolest) raadiogalaktikale ZC 295. 1960. aastal saadi selle spekter. Selgus, et ioniseeritud hapniku hulka kuuluv tuntud ultraviolettkiirguse spektrijoon on nihutatud spektri oranži piirkonda! Siit on lihtne leida, et selle hämmastava tähesüsteemi eemaldamise kiirus on 138 tuhat km / s ehk peaaegu pool valguse kiirusest! Raadiogalaktika ZC 295 on meist sellisel kaugusel, mille valgus läbib 5 miljardi aastaga. Nii uurisid astronoomid valgust, mis kiirgas päikese ja planeetide tekkimisel ning võib-olla isegi "natuke" varem... Sellest ajast alates on avastatud palju kaugemaid objekte.

Galaktikasüsteemi üldine paisumine kattub üksikute galaktikate muutliku kiirusega, mis on tavaliselt võrdne mitmesaja kilomeetriga sekundis. Seetõttu ei näita meile lähimad galaktikad süstemaatilist punanihet. Lõppude lõpuks on nende galaktikate juhuslike (nn "omapäraste") liikumiste kiirused suuremad kui tavaline punanihke kiirus. Viimane kasvab koos galaktikate kaugusega umbes 50 km / s iga miljoni parseki kohta. Seetõttu ületavad juhuslikud kiirused galaktikate puhul, mille kaugused ei ületa mitut miljonit parsekit, punanihke kiirust. Lähedal asuvate galaktikate seas on ka neid, mis meile lähenevad (näiteks Andromeeda udukogu M 31).

Galaktikad ei ole metagalaktilises ruumis ühtlaselt jaotunud, s.t. püsiva tihedusega. Neil on ilmne kalduvus moodustada eraldi rühmi või klastreid. Eelkõige moodustab umbes 20-st meie lähedal asuvast galaktikast koosnev rühm (sealhulgas meie galaktika) niinimetatud "kohaliku süsteemi". Kohalik süsteem on omakorda kaasatud suurde galaktikate parve, mille kese asub selles taevaosas, millele on projitseeritud Neitsi tähtkuju. Sellel klastril on mitu tuhat liiget ja see on üks suurimaid. Parvedevahelises ruumis on galaktikate tihedus kümneid kordi väiksem kui parvede sees.

Märkimisväärne on erinevus galaktikaid moodustavate tähtede parvede ja galaktikaparvede vahel. Esimesel juhul on parve liikmete vahelised kaugused tähtede suurusega võrreldes tohutud, samas kui galaktikate keskmised kaugused galaktikate parvedes on vaid mitu korda suuremad kui galaktikate suurus. Teisest küljest ei saa galaktikate arvu parvedes võrrelda tähtede arvuga galaktikates. Kui käsitleda galaktikate kogumit kui gaasi, kus molekulide rolli täidavad üksikud galaktikad, siis peaksime seda keskkonda pidama äärmiselt viskoosseks.

Kuidas näeb meie mudelis välja metagalaktika, kus Maa orbiit on taandatud Bohri aatomi esimese orbiidi suurusele? Sellel skaalal on kaugus Andromeeda udukoguni veidi üle 6 m, kaugus Virgo galaktikaparve keskosast, mis hõlmab meie kohalikku galaktikate süsteemi, on umbes 120 m ja parve enda suurus. saab olema samas järjekorras. Raadiogalaktika Cygnus A eemaldatakse nüüd 2,5 km kaugusele ja raadiogalaktika ZS 295 kaugus ulatub 25 km-ni ...

Tutvusime kõige üldisemal kujul Universumi põhiliste struktuuritunnuste ja mastaapidega. See on nagu külmunud raam selle arengust. Ta ei olnud alati selline, nagu me teda praegu näeme. Kõik Universumis muutub: tähed ja udukogud tekivad, arenevad ja "surevad", Galaktika areneb korrapäraselt, metagalaktika struktuur ja mastaabid muutuvad.

Trepp lõpmatusse

Kuidas määrata kaugust tähtedeni? Kuidas on teada, et Alpha Centauri asub umbes 4 valgusaasta kaugusel? Tõepoolest, tähe kui sellise heleduse järgi saab vähe kindlaks teha – hämarate lähedaste ja heledate kaugete tähtede heledus võib olla sama. Ja ometi on palju üsna usaldusväärseid viise, kuidas määrata kaugust Maast universumi kaugeimate nurkadeni. Astromeetriline satelliit "Hipparkhos" määras 4-aastase töö eest kauguse 118 tuhande täheni SPL

Ükskõik, mida füüsikud ruumi kolmemõõtmelisuse, kuuemõõtmelisuse või isegi üheteistmõõtmelisuse kohta ütlevad, on astronoomi jaoks vaadeldav universum alati kahemõõtmeline. Kosmoses toimuvat näeme me projektsioonis taevasfäärile, nii nagu kinos projitseeritakse kogu elu keerukus lameekraanile. Ekraanil saame tänu mahulise originaaliga tutvumisele hõlpsasti eristada kaugelt lähedalt, kuid kahemõõtmelises tähtede hajumises pole visuaalset vihjet, mis võimaldaks muuta selle kolmemõõtmeliseks kaardiks, mis sobib joonistamiseks. tähtedevahelise laeva kurss. Vahemaad on aga peaaegu poole astrofüüsika võtmeks. Kuidas eristada lähedalasuvat hämarat tähte kaugest, kuid eredast kvasarist ilma nendeta? Ainult teades kaugust objektist, saate hinnata selle energiat ja seega ka otsest teed selle füüsilise olemuse mõistmiseks.

Hiljutine näide kosmiliste kauguste määramatusest on gammakiirguse allikate, tugeva kiirguse lühikeste impulsside allikate probleem, mis tulevad Maale erinevatest suundadest umbes kord päevas. Esialgsed hinnangud nende kaugusele ulatusid sadadest astronoomilistest ühikutest (kümned valgustunnid) sadade miljonite valgusaastateni. Sellest lähtuvalt oli ka mudelite hajuvus muljetavaldav – alates komeetide hävitamisest antiainest Päikesesüsteemi äärealadel kuni kogu universumit raputavate neutrontähtede plahvatusteni ja valgete aukude tekkeni. 1990. aastate keskpaigaks pakuti gammakiirguse olemusele üle saja erineva seletuse. Nüüd, kui oleme suutnud hinnata nende allikate kaugusi, on jäänud vaid kaks mudelit.

Kuidas aga mõõta kaugust, kui objektile ei pääse ei joonlaua ega lokaatorikiirega? Appi tuleb tavapärases maa geodeesias laialdaselt kasutatav triangulatsioonimeetod. Valime teadaoleva pikkusega segmendi - aluse, mõõdame selle otstest nurgad, mille juures on näha ühel või teisel põhjusel ligipääsmatu punkt ja seejärel annavad lihtsad trigonomeetrilised valemid soovitud kauguse. Kui liigume aluse ühest otsast teise, siis näiv suund punktini muutub, see nihkub kaugemate objektide taustal. Seda nimetatakse parallaksi nihkeks või parallaksiks. Selle väärtus on seda väiksem, mida kaugemal objekt on, ja mida suurem, seda pikem on alus.

Tähtede kauguste mõõtmiseks tuleb võtta astronoomidele kättesaadav maksimaalne baas, mis on võrdne Maa orbiidi läbimõõduga. Tähtede vastavat parallaksinihet taevas (rangelt võttes pool sellest) hakati nimetama iga-aastaseks parallaksiks. Seda proovis mõõta Tycho Brahe, kellele ei meeldinud Koperniku idee Maa pöörlemisest ümber Päikese ja ta otsustas seda katsetada – parallaksid tõestavad ka Maa orbiidi liikumist. Läbiviidud mõõtmiste täpsus oli 16. sajandi kohta muljetavaldav – umbes üks minut kaare, kuid see oli parallaksite mõõtmiseks täiesti ebapiisav, mida Brahe ise ei kahtlustanud ja järeldas, et Koperniku süsteem oli vale.

Kaugus täheparvedest määratakse põhijärjestuse sobitamisega

Järgmise rünnaku parallaksi vastu võttis 1726. aastal ette inglane James Bradley, Greenwichi observatooriumi tulevane direktor. Esialgu tundus, et tal vedas: vaatlusteks valitud täht Draakoni gamma kõikus tegelikult aasta jooksul 20 kaaresekundilise ulatusega oma keskmise asukoha ümber. Selle nihke suund oli aga parallaksite puhul oodatust erinev ja Bradley leidis peagi õige seletuse: Maa orbiidi kiirus liidetakse tähelt tuleva valguse kiirusega ja muudab selle näivat suunda. Samamoodi jätavad vihmapiisad bussi akendele kaldu. See nähtus, mida nimetatakse iga-aastaseks aberratsiooniks, oli esimene otsene tõend Maa liikumisest ümber Päikese, kuid sellel polnud parallaksitega mingit pistmist.

Alles sajand hiljem on goniomeetriliste instrumentide täpsus saavutanud vajaliku taseme. 1830. aastate lõpus, nagu ütles John Herschel, "lõhkus sein, mis takistas tungimist täheuniversumisse, peaaegu üheaegselt kolmest kohast". 1837. aastal avaldas Vassili Jakovlevitš Struve (tol ajal Dorpati ja hiljem Pulkovo observatooriumi direktor) tema mõõdetud Vega parallaksi - 0,12 kaaresekundit. Järgmisel aastal teatas Friedrich Wilhelm Bessel, et 61. Cygnuse tähe parallaks on 0,3 ". Ja aasta hiljem mõõtis Šoti astronoom Thomas Henderson, kes töötas lõunapoolkeral Hea Lootuse neemel, parallaksi alfas. Centauri süsteem - 1,16" ... Tõsi, hiljem selgus, et see väärtus oli 1,5-kordselt üle hinnatud ja terves taevas pole ühtegi tähte, mille parallaks oleks üle 1 kaaresekundi.

Parallaksimeetodil mõõdetavate kauguste jaoks võeti kasutusele spetsiaalne pikkuse mõõtühik - parsec (alates parallaksi sekundist, pc). Üks parsek sisaldab 206 265 astronoomilist ühikut ehk 3,26 valgusaastat. Just sellelt kauguselt on näha Maa orbiidi raadius (1 astronoomiline ühik = 149,5 miljonit kilomeetrit) 1 sekundi nurga all. Tähe kauguse määramiseks parsekides peate selle jagama selle parallaksiga sekundites. Näiteks lähima tähesüsteemi Alpha Centauri jaoks 1 / 0,76 = 1,3 parseki ehk 270 tuhat astronoomilist ühikut. Tuhat parsekit nimetatakse kiloparsekiks (kpc), miljonit parsekiks megaparseksiks (Mpc) ja miljardiks gigaparseksiks (Gpc).

Üliväikeste nurkade mõõtmine nõudis tehnilist rafineeritust ja suurt hoolsust (Bessel näiteks töötles üle 400 61. Cygnuse üksikvaatluse), kuid pärast esimest läbimurret läks asi lihtsamaks. 1890. aastaks oli mõõdetud juba kolmekümne tähe parallakse ja kui fotograafiat hakati astronoomias laialdaselt kasutama, pandi parallaksite täpne mõõtmine täielikult voolu. Parallaksi mõõtmine on ainus meetod üksikute tähtede kauguste otseseks määramiseks. Maapealsete vaatluste ajal ei võimalda atmosfäärimüra aga parallaksi meetodil mõõta kaugusi üle 100 pc. Universumi jaoks pole see väga suur väärtus. ("Siin pole kaugel, seal on sada parsekit," nagu Gromozeka tavatses öelda.) Kui geomeetrilised meetodid ebaõnnestuvad, tulevad appi fotomeetrilised meetodid.

Geomeetrilised kirjed

Viimastel aastatel on üha sagedamini avaldatud kauguste mõõtmise tulemusi väga kompaktsete raadiokiirgusallikate – maseriteni. Nende kiirgus jääb raadioulatusse, mis võimaldab neid jälgida raadiointerferomeetritel, mis on võimelised mõõtma objektide koordinaate mikrosekundi täpsusega, mis on kättesaamatu tähtede vaatlemise optilises vahemikus. Tänu maseritele saab trigonomeetrilisi meetodeid rakendada mitte ainult meie galaktika kaugemate objektide, vaid ka teiste galaktikate puhul. Näiteks 2005. aastal määrasid Andreas Brunthaler (Saksamaa) ja tema kolleegid kauguse M33 galaktikast (730 kpc), võrreldes masserite nurknihet selle tähesüsteemi pöörlemiskiirusega. Aasta hiljem rakendasid Ye Xu (Hiina) ja tema kolleegid "kohalike" maserallikate puhul klassikalist parallaksi meetodit, et mõõta kaugust (2 kpc) ühe meie galaktika spiraalharuni. Võib-olla oli 1999. aastal kõige arenenum J. Hernsteen (USA) ja tema kolleegid. Jälgides massirite liikumist aktiivse galaktika NGC 4258 tuumas asuva musta augu ümber asuvas akretsioonikettas, on astronoomid kindlaks teinud, et see süsteem asub meist 7,2 Mpc kaugusel. Täna on see geomeetriliste meetodite absoluutne rekord.

Astronoomide standardküünlad

Mida kaugemal meist kiirgusallikas on, seda hämaram see on. Kui teate objekti tegelikku heledust, saate seda näiva heledusega võrreldes leida kauguse. Huygens oli ilmselt esimene, kes rakendas seda ideed tähtede kauguste mõõtmisel. Öösel vaatas ta Siriust ja päeval võrdles ta selle sära pisikese auguga ekraanil, mis kattis Päikest. Olles valinud augu suuruse nii, et heledus langes kokku, ning võrreldes augu ja päikeseketta nurkade väärtusi, jõudis Huygens järeldusele, et Sirius on meist 27 664 korda kaugemal kui Päike. See on 20 korda väiksem tegelikust vahemaast. Osa veast oli tingitud asjaolust, et Siirius on tegelikult Päikesest palju heledam, ja osaliselt heleduse mälu järgi võrdlemise raskusest.

Läbimurre fotomeetriliste meetodite vallas toimus fotograafia tulekuga astronoomiasse. 20. sajandi alguses viis Harvardi kolledži observatoorium läbi ulatusliku töö tähtede heleduse määramiseks fotoplaatidelt. Erilist tähelepanu pöörati muutuvatele tähtedele, mille heledus kõigub. Uurides väikeses Magellaani pilves eriklassi muutuvaid tähti - tsefeide, märkas Henrietta Leavitt, et mida heledamad nad on, seda pikem oli nende heleduse kõikumiste periood: mitmekümnepäevase perioodiga tähti osutus umbes 40 korda. heledamad kui tähed, mille periood on umbes päev.

Kuna kõik Levitti tsefeidid asusid samas tähesüsteemis – Väikeses Magellani Pilves – võis oletada, et nad eemaldati meist samal (kuigi teadmata) kaugusel. See tähendab, et nende näilise heleduse erinevus on seotud tegelike heleduse erinevustega. Üle jäi ühe tsefeidi kauguse geomeetrilise meetodi kindlaksmääramine, et kalibreerida kogu sõltuvus ja saada perioodi mõõtmise teel võimalus määrata mis tahes tsefeidi tegelik heledus ning selle põhjal kaugus tähe ja täheni. seda sisaldav tähesüsteem.

Kuid kahjuks pole Maa läheduses tsefeide. Neist lähim – Põhjatäht – on Päikesest, nagu me praegu teame, 130 protsendi kaugusel ehk maapealsete parallaksimõõtmiste jaoks kättesaamatus. See ei võimaldanud silda otse parallaksidelt tsefeididele visata ja astronoomid pidid püstitama konstruktsiooni, mida nüüd piltlikult nimetatakse kauguste trepiks.

Selle vaheastmeks said avatud täheparved, sealhulgas mitmekümnest kuni sadadeni tähtedest, mida ühendab ühine sünniaeg ja -koht. Kui joonistada kõigi parve tähtede temperatuur ja heledus, langeb enamik punkte ühele kaldus joonele (täpsemalt ribale), mida nimetatakse põhijadaks. Temperatuuri määrab suure täpsusega tähe spekter ning heledus määratakse nähtava heleduse ja kauguse järgi. Kui kaugus on teadmata, tuleb appi tõsiasi, et kõik parve tähed on meist peaaegu võrdsel kaugusel, nii et parve sees saab heleduse mõõdupuuks siiski kasutada näivat heledust.

Kuna tähed on kõikjal ühesugused, peavad kõigi klastrite põhijärjestused olema samad. Erinevused tulenevad vaid sellest, et need asuvad erinevatel vahemaadel. Kui määrame geomeetrilise meetodiga kauguse ühe klastrini, siis saame teada, milline näeb välja “päris” põhijada ja seejärel, võrreldes sellega teiste klastrite andmeid, määrame kaugused nendeni. . Seda tehnikat nimetatakse "põhijärjestuse sobitamiseks". Pikka aega olid tema jaoks etaloniks Plejaadid ja hüaadid, mille kaugused määrati rühmaparallakside meetodil.

Astrofüüsika õnneks on tsefeide leitud umbes kahekümnest avatud klastrist. Seetõttu on põhijada sobitamise teel nende klastriteni kaugusi mõõtes võimalik "jõuda redelile" tsefeidide juurde, kes leiavad end oma kolmandal etapil.

Kauguste indikaatorina on tsefeidid väga mugavad: neid on suhteliselt palju – neid leidub igas galaktikas ja isegi igas kerasparves ning hiiglaslike tähtedena on nad piisavalt eredad, et mõõta neist galaktikatevahelisi kaugusi. Tänu sellele on nad pälvinud palju kõrgetasemelisi epiteete, nagu "universumi majakad" või "astrofüüsika verstapostid". Tsefeidi "joonlaud" ulatub kuni 20 Mpc-ni, mis on umbes sada korda suurem kui meie Galaxy. Siis ei saa neid enam eristada ka kõige võimsamates moodsates pillides ning distantside redeli neljandale astmele tõusmiseks on vaja midagi heledamat.

RUUMIKAUGUSTE MÕÕTMISE MEETODID

Universumi äärealadele

Üks võimsamaid ekstragalaktilisi kauguse mõõtmisi põhineb mustril, mida tuntakse Tully-Fisheri seosena: mida heledam on spiraalgalaktika, seda kiiremini see pöörleb. Kui galaktikat vaadelda servaga või olulise kalde all, läheneb pool selle ainest meile pöörlemise tõttu ja pool taandub, mis toob kaasa spektrijoonte laienemise Doppleri efekti tõttu. Seda laiendust kasutatakse pöörlemiskiiruse, selle põhjal heleduse ja seejärel näiva heledusega võrreldes kauguse määramiseks galaktikast. Ja loomulikult on selle meetodi kalibreerimiseks vaja galaktikaid, mille kaugused on tsefeidid juba mõõtnud. Tully - Fisheri meetod on väga pikamaa ja hõlmab meist sadade megaparsekkide kaugusel asuvaid galaktikaid, kuid sellel on ka piir, kuna liiga kaugete ja nõrkade galaktikate puhul ei ole võimalik saada piisavalt kvaliteetseid spektreid. .

Veidi suuremas kauguste vahemikus on aktiivne teine ​​"standardküünal" - Ia tüüpi supernoova. Selliste supernoovade puhangud on "sama tüüpi" valgete kääbuste termotuumaplahvatused, mille mass ületab veidi kriitilist massi (1,4 päikesemassi). Seetõttu pole neil põhjust oma võimsuses väga palju erineda. Selliste supernoovade vaatlused lähedalasuvates galaktikates, mille kaugused on tsefeidide abil kindlaks määratavad, näivad seda püsivust kinnitavat ja seetõttu kasutatakse kauguste määramiseks tänapäeval laialdaselt kosmilisi termotuumaplahvatusi. Neid on meist näha isegi miljardite parsekkide kaupa, kuid kunagi ei tea kaugust, millise galaktikani saad mõõta, sest pole täpselt teada, kus järgmine supernoova puhkeb.

Siiani võimaldab vaid üks meetod minna veelgi kaugemale – punanihked. Selle ajalugu, nagu ka tsefeidide ajalugu, algab samaaegselt 20. sajandiga. 1915. aastal märkas ameeriklane Vesto Slipher galaktikate spektreid uurides, et enamikus neist on jooned "labori" asendi suhtes nihkunud punase poole suunas. 1924. aastal märkas sakslane Karl Wirtz, et mida väiksemad on galaktika nurkmõõtmed, seda tugevam on see nihe. Kuid ainult Edwin Hubble suutis 1929. aastal need andmed ühtseks pildiks tuua. Doppleri efekti järgi tähendab joonte punanihe spektris seda, et objekt liigub meist eemale. Võrreldes galaktikate spektreid nendeni tsefeidide poolt määratud kaugustega, sõnastas Hubble seaduse: galaktika taandumise kiirus on võrdeline kaugusega temani. Selle suhte proportsionaalsuskoefitsienti nimetatakse Hubble'i konstandiks.

Nii avastati Universumi paisumine ja koos sellega ka võimalus määrata galaktikate kaugusi nende spektritest, muidugi eeldusel, et Hubble'i konstant on seotud mõne teise "valitsejaga". Hubble ise sooritas selle köitmise peaaegu suurusjärgu veaga, mis parandati alles 1940. aastate keskel, kui selgus, et tsefeidid jagunevad mitmeks erineva "perioodi – heledus" suhtega tüübiks. Kalibreerimine viidi läbi uuesti "klassikaliste" tsefeidide põhjal ja alles siis jõudis Hubble'i konstandi väärtus tänapäevaste hinnangute lähedale: 50-100 km / s iga galaktika kauguse megaparseki kohta.

Nüüd kasutatakse punanihkeid kauguste määramiseks galaktikateni, mis asuvad meist tuhandete megaparsekkide kaugusel. Tõsi, megaparsekkides on need vahemaad märgitud ainult populaarsetes artiklites. Fakt on see, et need sõltuvad arvutustes kasutatud universumi evolutsiooni mudelist ja pealegi pole laienevas ruumis päris selge, millist kaugust silmas peetakse: seda, millel galaktika emissiooni hetkel oli. kiirguse või selle asukoha kohta Maal vastuvõtmise hetkel või valguse läbitud vahemaa teel alguspunktist lõpppunkti. Seetõttu eelistavad astronoomid näidata kaugemate objektide puhul ainult otseselt vaadeldavat punanihke väärtust, ilma seda megaparsekkideks teisendamata.

Punased nihked on praegu ainus meetod "kosmoloogiliste" kauguste hindamiseks, mis on võrreldavad "universumi suurusega", ja samal ajal on see võib-olla kõige levinum tehnika. Juulis 2007 avaldati 77 418 767 galaktika punanihkete kataloog. Tõsi, selle loomisel kasutati spektrite analüüsimisel mõnevõrra lihtsustatud automaatset tehnikat ja seetõttu võisid nii mõneski väärtuses sisse pugeda vead.

Meeskonnamäng

Geomeetrilised meetodid kauguste mõõtmiseks ei piirdu ainult aastaparallaksiga, mille puhul võrreldakse tähtede näivaid nurknihkeid Maa nihkega orbiidil. Teine lähenemisviis põhineb päikese ja tähtede liikumisel üksteise suhtes. Kujutage ette täheparve, mis lendab Päikesest mööda. Perspektiiviseaduste kohaselt koonduvad selle tähtede nähtavad trajektoorid nagu rööpad silmapiiril ühes punktis – kiirguses. Selle asukoht näitab, millise nurga all lendab kobar vaatejoonele. Seda nurka teades saab parve tähtede liikumise lagundada kaheks komponendiks – piki vaatejoont ja sellega risti piki taevasfääri – ning määrata nendevahelise proportsiooni. Tähtede radiaalkiirust kilomeetrites sekundis mõõdetakse Doppleri efektiga ning leitud proportsiooni arvesse võttes arvutatakse kiiruse projektsioon taevasse - ka kilomeetrites sekundis. Jääb üle võrrelda neid tähtede joonkiirusi pikaajaliste vaatluste tulemuste põhjal määratud nurkkiirustega - ja vahemaa saab teada! See meetod töötab kuni mitusada parsekit, kuid on rakendatav ainult täheparvedele ja seetõttu nimetatakse seda rühmaparallaksi meetodiks. Nii mõõdeti esmakordselt vahemaad hüaadide ja plejaadideni.

Trepist alla, mis viib üles

Ehitades oma treppi Universumi äärealadele, vaikisime vundamendist, millel see toetub. Vahepeal annab parallaksi meetod kauguse mitte standardmeetrites, vaid astronoomilistes ühikutes ehk maakera orbiidi raadiustes, mille väärtust samuti kohe ei määratud. Nii et vaatame tagasi ja laskume mööda kosmiliste kauguste trepist alla Maale.

Tõenäoliselt püüdis Päikese kaugust esimesena kindlaks teha Aristarchus Samosest, kes poolteist tuhat aastat enne Kopernikut pakkus välja maailma heliotsentrilise süsteemi. Ta selgus, et Päike on meist 20 korda kaugemal kui Kuu. See hinnang, nagu me praegu teame, alahinnati 20 korda, püsis Kepleri ajastuni. Kuigi ta ise astronoomilist ühikut ei mõõtnud, märkis ta juba, et Päike peaks olema palju kaugemal, kui Aristarchos uskus (ja kõik teised tema taga olevad astronoomid).

Esimese enam-vähem vastuvõetava hinnangu Maa ja Päikese kauguse kohta said Jean Dominique Cassini ja Jean Richet. Aastal 1672, Marsi opositsiooni ajal, mõõtsid nad selle asukohta tähtede taustal samaaegselt Pariisist (Cassini) ja Cayenne'ist (Richet). Kaugus Prantsusmaalt Prantsuse Guajaanasse oli parallaksi kolmnurga aluseks, millest nad määrasid kauguse Marsi ja seejärel arvutasid nad taevamehaanika võrrandite abil astronoomilise ühiku, saades väärtuseks 140 miljonit kilomeetrit.

Järgmise kahe sajandi jooksul sai Veenuse transiit mööda päikeseketast peamiseks vahendiks päikesesüsteemi ulatuse määramisel. Vaadeldes neid samaaegselt maakera erinevatest punktidest, saate arvutada kauguse Maast Veenuseni ja seega ka kõiki teisi kaugusi Päikesesüsteemis. 18.-19. sajandil täheldati seda nähtust neljal korral: 1761., 1769., 1874. ja 1882. aastal. Need vaatlused olid ühed esimestest rahvusvahelistest teadusprojektidest. Varustati suuremahulised ekspeditsioonid (1769. aasta Inglise ekspeditsiooni juhtis kuulus James Cook), loodi spetsiaalsed vaatlusjaamad ... Ja kui 18. sajandi lõpus andis Venemaa Prantsuse teadlastele ainult võimaluse vaadelda läbipääsu oma territooriumilt (Tobolskist), on teadlased juba aktiivselt uurimistöös osalenud. Kahjuks on vaatluste äärmuslik keerukus kaasa toonud märkimisväärse lahknevuse astronoomilise üksuse hinnangutes – umbes 147–153 miljoni kilomeetrini. Usaldusväärsem väärtus - 149,5 miljonit kilomeetrit - saadi alles 19.-20. sajandi vahetusel asteroidide vaatluste põhjal. Ja lõpuks tuleb meeles pidada, et kõigi nende mõõtmiste tulemused põhinesid teadmistel aluse pikkuse kohta, mille rollis astronoomilise ühiku mõõtmisel oli Maa raadius. Lõpuks panid kosmosekauguse redeli aluse maamõõtjad.

Alles 20. sajandi teisel poolel ilmusid teadlaste käsutusse põhimõtteliselt uued kosmosekauguste määramise meetodid - laser ja radar. Need võimaldasid suurendada mõõtmiste täpsust päikesesüsteemis sadu tuhandeid kordi. Marsi ja Veenuse radariviga on mitu meetrit ning Kuule paigaldatud nurgareflektorite kaugust mõõdetakse sentimeetri täpsusega. Astronoomilise üksuse praegu aktsepteeritud väärtus on 149 597 870 691 meetrit.

"Hipparkhose" raske saatus

Selline radikaalne edasiminek astronoomilise ühiku mõõtmisel on tõstatanud uuel viisil küsimuse tähtede kaugustest. Parallaksite määramise täpsust piirab Maa atmosfäär. Seetõttu tekkis juba 1960. aastatel idee kosmosesse saata goniomeetriline instrument. See realiseeriti 1989. aastal Euroopa astromeetrilise satelliidi Hipparkhu orbiidiga. See nimi on väljakujunenud, kuigi formaalselt ja mitte täiesti korrektne tõlge ingliskeelsest nimest HIPPARCOS, mis on lühend sõnast High Precision Parallax Collecting Satellite ("satelliit ülitäpsete parallaksite kogumiseks") ja ei kattu ingliskeelse nimetusega. kuulsa Vana-Kreeka astronoomi - Hipparkhose, esimese tähekataloogi autori - nime õigekiri.

Satelliidi loojad seadsid endale väga ambitsioonika ülesande: mõõta millisekundi täpsusega enam kui 100 tuhande tähe parallaksi ehk "jõuda" Maast sadade parsekide kaugusel asuvate tähtedeni. Vaja oli selgitada kaugusi mitme avatud täheparve, eriti hüaadide ja plejaadideni. Kuid mis kõige tähtsam, sai võimalikuks "üle sammu hüpata", mõõtes otse kaugust tsefeidide endini.

Ekspeditsioon algas vaevaliselt. Ülemise etapi rikke tõttu ei sisenenud "Hipparkhos" arvutatud geostatsionaarsele orbiidile ja jäi vahepealsele, väga piklikule trajektoorile. Euroopa Kosmoseagentuuri spetsialistid said olukorraga hakkama ning orbiidil olev astromeetriline teleskoop töötas edukalt 4 aastat. Tulemuste töötlemine võttis sama palju aega ja 1997. aastal ilmus tähekataloog 118 218 valgusti, sealhulgas umbes kahesaja tsefeidi parallaksi ja õigete liikumistega.

Kahjuks ei saabunud mitmes küsimuses soovitud selgust. Kõige arusaamatum tulemus oli Plejaadide puhul - eeldati, et "Hipparkhos" selgitab kaugust, mis varem oli hinnanguliselt 130-135 parsekit, kuid praktikas selgus, et "Hipparkhos" parandas seda, olles saanud väärtuse vaid 118 parsekit. Uue väärtuse aktsepteerimine eeldaks nii tähtede evolutsiooni teooria kui ka galaktikatevaheliste kauguste skaala kohandamist. Sellest saaks astrofüüsika jaoks tõsine probleem ja kaugust Plejaadideni hakati hoolikalt kontrollima. 2004. aastaks said mitmed rühmad sõltumatult hinnangu kauguse kohta klastrist vahemikus 132–139 tk. Hakati kostma solvavaid hääli, mis viitasid sellele, et satelliidi valele orbiidile viimise tagajärgi pole ikka veel võimalik täielikult kõrvaldada. Seega üldiselt seati kahtluse alla kõik tema mõõdetud parallaksid.

Hipparkhose meeskond oli sunnitud tunnistama, et mõõtmised on üldiselt täpsed, kuid võib-olla tuleb neid uuesti töödelda. Asi on selles, et parallakse kosmoseastromeetrias otseselt ei mõõdeta. Selle asemel mõõtis Hipparkhos nelja aasta jooksul arvukate tähepaaride vahelisi nurki. Need nurgad muutuvad nii parallaksi nihke kui ka tähtede õige liikumise tõttu ruumis. Parallaksi väärtuste "väljavõtmiseks" vaatlustest on vaja üsna keerukat matemaatilist töötlemist. Just seda tuli korrata. Uued tulemused avaldati 2007. aasta septembri lõpus, kuid pole veel selge, kui palju see on paranenud.

Kuid see pole "Hipparkhose" ainus probleem. Tema määratud tsefeidide parallaksid osutusid "perioodi-heleduse" suhte usaldusväärseks kalibreerimiseks ebapiisavalt täpseks. Seega ei suutnud satelliit teist enne seda ülesannet lahendada. Seetõttu kaalutakse praegu maailmas mitmeid uusi kosmoseastromeetria projekte. Rakendumisele kõige lähemal on Euroopa projekt Gaia, mis plaanitakse käivitada 2012. aastal. Selle tööpõhimõte on sama, mis "Hipparkhosel" - tähepaaride vaheliste nurkade mitmekordne mõõtmine. Tänu võimsale optikale saab ta aga vaadelda palju hämaramaid objekte ning interferomeetria meetodi kasutamine tõstab nurkade mõõtmise täpsust kümnete kaaremikrosekunditeni. Eeldatakse, et "Gaia" suudab mõõta kiloparsekide kaugusi mitte rohkem kui 20% veaga ja määrab mitme tööaasta jooksul umbes miljardi objekti asukoha. Sellega luuakse Galaktika olulisest osast kolmemõõtmeline kaart.

Aristotelese universum lõppes üheksa vahemaa kaugusel Maast Päikeseni. Kopernik uskus, et tähed on Päikesest 1000 korda kaugemal. Parallaksid lükkasid isegi lähedalasuvad tähed valgusaastate kaugusele. 20. sajandi alguses tegi Ameerika astronoom Harlow Shapley tsefeidide abil kindlaks, et galaktika (mille ta tuvastas universumiga) läbimõõtu mõõdetakse kümnetes tuhandetes valgusaastates ja tänu Hubble'ile ka piirid. Universumi osa laienes mitme gigaparsekini. Kui lõplikud need on?

Muidugi tekivad kauguste redeli igal astmel omad, suuremad või väiksemad vead, aga kokkuvõttes on Universumi mastaabid üsna hästi määratud, erinevate üksteisest sõltumatute meetoditega testitud ja kokku löövad ühtlane pilt. Seega näivad universumi kaasaegsed piirid olevat muutumatud. See aga ei tähenda, et ühel ilusal päeval me ei tahaks mõõta kaugust sellest mõne naaberuniversumini!

Šklovski I.S., Dmitri Vibe. Maa (Sol III).

Materjalide põhjal: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. "Universum, elu, mõistus" / Toim. N.S. Kardašev ja V. I. Moroz – 6. väljaanne.

Päikesesüsteemi suhtelisi skaalasid saame graafilisemalt kujutada järgmiselt. Olgu Päike kujutatud 7 cm läbimõõduga piljardikuuliga.Siis asub sellel skaalal 280 cm kaugusel Päikesele lähim planeet Merkuur. Maa on 760 cm kaugusel, hiidplaneet Jupiter on umbes 40 m kaugusel ja kõige kaugem planeet on paljuski, endiselt salapärane Pluuto - umbes 300 m kaugusel. Maakera mõõtmed sellel skaalal on veidi üle 0,5 mm, Kuu läbimõõt on veidi üle 0,1 mm ja Kuu orbiidi läbimõõt on umbes 3 cm.

Universumi mastaap ja struktuur

Kui professionaalsed astronoomid kujutaksid pidevalt ja tajutavalt ette taevakehade evolutsiooni kosmiliste kauguste ja ajavahemike koletu suurusjärku, suudaksid nad vaevalt edukalt arendada teadust, millele nad on oma elu pühendanud. Meile lapsepõlvest tuttavad aegruumi mastaabid on kosmilistega võrreldes nii tühised, et teadvuse puhul läheb sõna otseses mõttes hinge. Mõnda kosmoseprobleemi käsitledes lahendab astronoom kas teatud matemaatilise ülesande (seda teevad kõige sagedamini taevamehaanika spetsialistid ja astrofüüsikud-teoreetikud) või täiustab vaatlusvahendeid ja -meetodeid või ehitab oma kujutlusvõimesse, teadlikult või alateadlikult uuris mõni väike mudel kosmosesüsteemi. Sel juhul õige arusaam uuritava süsteemi suhtelistest suurustest (näiteks antud ruumisüsteemi detailide suuruste suhe, selle süsteemi suuruste suhe ja teised sellega sarnased või mittesarnased). jm) ja ajavahemikud (näiteks antud protsessi voolukiiruse suhe mõne teise protsessi kiirusesse).

Selle raamatu autor on tegelenud päris palju, näiteks päikesekrooni ja galaktikaga. Ja need tundusid talle alati ebakorrapärase kujuga umbes ühesuuruste kerakujuliste kehadena – umbes 10 cm... Miks 10 cm? See pilt tekkis alateadlikult lihtsalt seetõttu, et autor joonistas liiga sageli selle või selle päikese- või galaktikafüüsika küsimuse üle mõtiskledes oma mõtteobjektide piirjooned tavalisse märkmikku (kasti). Joonistasin, püüdes kinni pidada nähtuste mastaabist. Näiteks ühe väga kurioosse küsimuse puhul võiks põneva analoogia tõmmata päikesekrooni ja galaktika (õigemini nn galaktilise krooni) vahel. Muidugi teadis selle raamatu autor nii-öelda intellektuaalselt väga hästi, et galaktilise krooni mõõtmed on sadu miljardeid kordi suuremad kui päikese mõõtmed. Kuid ta unustas selle rahulikult. Ja kui mitmel juhul omandas galaktika krooni suur suurus mingi põhimõttelise tähtsuse (nii juhtus), siis võeti seda formaalselt ja matemaatiliselt arvesse. Ja kõik sama, visuaalselt tundusid mõlemad kroonid olevat võrdselt väikesed ...

Kui autor andis selle töö käigus filosoofilisi mõtisklusi Galaktika suuruse tohutust, galaktilist krooni moodustava gaasi kujuteldamatust haruldasest, meie väikese planeedi tähtsusetusest ja meie enda olemasolust, ja muudel mitte vähem õigetel teemadel töötage päikese ja galaktika probleemide kallal, kroon lõppeks automaatselt ...

Lugeja andku mulle see lüüriline kõrvalepõige andeks. Ma ei kahtle, et teistel astronoomidel olid samad mõtted, kui nad oma probleemidega tegelesid. Mulle tundub, et mõnikord on kasulik teadustöö kööki paremini tundma õppida ...

Kui tahame selle raamatu lehekülgedel arutleda põnevate küsimuste üle intelligentse elu võimalikkuse kohta universumis, siis kõigepealt peame kujundama õige ettekujutuse selle aegruumi skaaladest. Kuni suhteliselt hiljuti tundus maakera inimesele tohutu. Magellani vapratel kaaslastel kulus rohkem kui kolm aastat, et teha 465 aastat tagasi esimene ümbermaailmareis uskumatute raskuste hinnaga. Veidi enam kui 100 aastat on möödas ajast, mil Jules Verne’i ulmeromaani leidlik kangelane tegi tolleaegse tehnika uusimaid saavutusi kasutades 80 päevaga ümbermaailmareisi. Ja neist kogu inimkonna jaoks meeldejäävatest päevadest, mil esimene Nõukogude kosmonaut Gagarin lendas legendaarse kosmoselaevaga Vostok 89 minutiga ümber maakera, on möödunud vaid 26 aastat. Ja inimeste mõtted pöördusid tahtmatult tohutute kosmoseruumide poole, kuhu kadus väike planeet Maa ...

Meie Maa on üks päikesesüsteemi planeetidest. Võrreldes teiste planeetidega asub see Päikesele üsna lähedal, kuigi mitte kõige lähemal. Keskmine kaugus Päikesest Päikesesüsteemi kõige kaugema planeedi Pluuto vahel on 40 korda suurem kui keskmine kaugus Maast Päikeseni. Praegu pole teada, kas Päikesesüsteemis on planeete, mis asuvad Päikesest veelgi kaugemal kui Pluuto. Võib vaid väita, et kui selliseid planeete on, siis on need suhteliselt väikesed. Tavaliselt võib päikesesüsteemi suuruseks võtta 50–100 astronoomilist ühikut * ehk umbes 10 miljardit km.

Meie maapealses mastaabis on see väga suur väärtus, umbes 1 miljon võrra suurem kui Maa läbimõõt.

Päikesesüsteemi suhtelisi skaalasid saame graafilisemalt kujutada järgmiselt. Olgu Päike kujutatud 7 cm läbimõõduga piljardikuuliga.Siis asub sellel skaalal 280 cm kaugusel Päikesele lähim planeet Merkuur. Maa on 760 cm kaugusel, hiidplaneet Jupiter on umbes 40 m kaugusel ja kõige kaugem planeet on paljuski, endiselt salapärane Pluuto - umbes 300 m kaugusel. Maakera mõõtmed sellel skaalal on veidi üle 0,5 mm, Kuu läbimõõt on veidi üle 0,1 mm ja Kuu orbiidi läbimõõt on umbes 3 cm. Isegi meile lähim täht Proxima Centauri on meist nii kaugel, et sellega võrreldes näivad planeetidevahelised kaugused Päikesesüsteemi sees olevat tühiasi. Lugejad muidugi teavad, et tähtedevaheliste kauguste mõõtmiseks ei kasutata kunagi pikkusühikut, näiteks kilomeetrit **).

See mõõtühik (nagu ka sentimeeter, toll jne) tekkis inimkonna praktilise tegevuse vajadustest Maal. See on kilomeetriga võrreldes liiga suurte kosmiliste kauguste hindamiseks täiesti sobimatu.

Populaarses kirjanduses ja mõnikord ka teaduskirjanduses kasutatakse tähtedevaheliste ja galaktikatevaheliste kauguste hindamiseks mõõtühikuna valgusaastat. See on vahemaa, mille kiirusega 300 tuhat km/s liikuv valgus läbib aastas. On lihtne kontrollida, kas valgusaasta on 9,46 × 1012 km ehk umbes 10 000 miljardit km.

Teaduskirjanduses kasutatakse tähtedevaheliste ja galaktikatevaheliste kauguste mõõtmiseks tavaliselt spetsiaalset ühikut parsec;

1 parsek (pc) võrdub 3,26 valgusaastaga. Parsek on defineeritud kui kaugus, millest alates on Maa orbiidi raadius 1 sekundi nurga all nähtav. kaared. See on väga väike nurk. Piisab, kui öelda, et selle nurga all on pennimünt näha 3 km kauguselt.

Ükski täht – päikesesüsteemi lähimad naabrid – ei asu meile lähemal kui 1 tk. Näiteks mainitud Proxima Centauri asub ca 1,3 tk kaugusel. Skaalal, milles me päikesesüsteemi kujutasime, vastab see 2 tuhandele km-le. Kõik see illustreerib hästi meie päikesesüsteemi suurt eraldatust ümbritsevatest tähesüsteemidest, mõnel neist süsteemidest võib sellega olla palju sarnasusi.

Kuid Päikest ümbritsevad tähed ja Päike ise moodustavad vaid tähtsusetu osa tähtede ja udukogude hiiglaslikust rühmast, mida nimetatakse galaktikaks. Me näeme seda tähtede kogumit selgetel kuuta öödel kui Linnutee joont, mis läbib taevast. Galaktika on üsna keerulise struktuuriga. Esimesel, väga umbkaudsel lähenemisel võime eeldada, et tähed ja udukogud, millest see koosneb, täidavad ruumala tugevalt kokkusurutud pöördeellipsoidina. Populaarses kirjanduses võrreldakse Galaktika kuju sageli kaksikkumera objektiiviga. Tegelikult on kõik palju keerulisem ja joonistatud pilt liiga konarlik. Tegelikult selgub, et erinevat tüüpi tähed koonduvad täiesti erineval viisil Galaktika keskpunkti ja selle ekvatoriaaltasandi suunas. Näiteks gaasilised udukogud, aga ka väga kuumad massiivsed tähed on tugevalt koondunud Galaktika ekvatoriaaltasandi poole (taevas vastab see tasand suurele ringile, mis läbib Linnutee keskseid osi). Kuid nad ei näita märkimisväärset kontsentratsiooni galaktika keskuse suunas. Teisest küljest ei näita teatud tüüpi tähed ja täheparved (nn kerasparved, joonis 2) peaaegu mingit koondumist Galaktika ekvatoriaaltasandi poole, kuid neid iseloomustab tohutu kontsentratsioon selle keskpunkti suunas. Nende kahe äärmusliku ruumilise jaotuse tüübi (mida astronoomid nimetavad lamedaks ja sfääriliseks) vahel on kõik vahepealsed juhud. Ometi selgub, et suurem osa Galaktika tähtedest paikneb hiiglaslikus kettas, mille läbimõõt on umbes 100 tuhat valgusaastat ja paksus umbes 1500 valgusaastat. See ketas sisaldab mitut enam kui 150 miljardit erinevat tüüpi tähte. Meie Päike on üks nendest tähtedest, mis asub Galaktika perifeerias selle ekvaatoritasapinna lähedal (täpsemalt vaid umbes 30 valgusaasta kaugusel – tähe ketta paksusega võrreldes on suurusjärk üsna väike).

Kaugus Päikesest galaktika tuumani (või selle keskpunktini) on umbes 30 tuhat valgusaastat. Tähtede tihedus galaktikas on väga ebaühtlane. See on kõrgeim galaktika tuuma piirkonnas, kus viimastel andmetel jõuab see 2 tuhande täheni kuupparseki kohta, mis on ligi 20 tuhat korda suurem kui keskmine tähtede tihedus Päikese läheduses ***. Lisaks kipuvad tähed moodustama eraldi rühmi või klastreid. Hea näide sellisest kobarast on meie talvises taevas nähtavad Plejaadid (joon. 3).

Galaxy sisaldab ka palju suuremas plaanis struktuurseid detaile. Hiljutised uuringud on näidanud, et udukogud ja ka kuumad massiivsed tähed on jaotunud piki spiraali harusid. Spiraalstruktuur on eriti hästi näha teistes tähesüsteemides – galaktikates (väikese tähega, erinevalt meie tähesüsteemist – Galaktikast). Üks sellistest galaktikatest on näidatud joonisel fig. 4. Äärmiselt keeruliseks osutus galaktika spiraalse struktuuri kindlakstegemine, milles me ise asume.

Tähed ja udukogud liiguvad galaktikas üsna keerulisel viisil. Esiteks osalevad nad Galaktika pöörlemises ümber selle ekvatoriaaltasandiga risti oleva telje. See pöörlemine ei ole sama, mis jäiga keha oma: Galaktika erinevatel osadel on erinevad pöörlemisperioodid. Niisiis, Päike ja teda ümbritsevad tähed tohutul, mitmesaja valgusaasta suurusel alal teevad pöörde umbes 200 miljoni aastaga. Kuna Päike koos planeetide perekonnaga on ilmselt eksisteerinud umbes 5 miljardit aastat, on ta oma evolutsiooni jooksul (gaasilisest udukogust sünnist praeguse olekuni) teinud umbes 25 pööret ümber Galaktika pöörlemistelje. Võib öelda, et Päikese vanus on vaid 25 galaktilist aastat, olgem ausad - õitsemisaeg ...

Päikese ja selle naabertähtede liikumiskiirus nende peaaegu ringikujulistel galaktilistel orbiitidel ulatub 250 km / s ****. Selle korrapärase liikumisega galaktika tuuma ümber asetsevad tähtede kaootilised ja korratud liikumised. Selliste liikumiste kiirused on palju väiksemad - umbes 10-50 km / s ja erinevat tüüpi objektide puhul on need erinevad. Kuumade massiivsete tähtede kiirus on madalaim (6–8 km / s), päikese tüüpi tähtedel aga umbes 20 km / s. Mida väiksemad on need kiirused, seda lamedam on antud tüüpi tähtede jaotus.

Skaalal, mida kasutasime päikesesüsteemi visualiseerimiseks, on Galaktika suurus 60 miljonit km - väärtus, mis on juba üsna lähedal Maa ja Päikese kaugusele. Seega on selge, et kui me tungime universumi üha kaugematesse piirkondadesse, siis see skaala enam ei sobi, kuna kaotab selguse. Seetõttu võtame teistsuguse skaala. Vähendagem vaimselt Maa orbiidi vesinikuaatomi sisemise orbiidi suurusele klassikalises Bohri mudelis. Tuletame meelde, et selle orbiidi raadius on 0,53 × 10-8 cm. Siis on lähim täht umbes 0,014 mm kaugusel, Galaktika keskpunkt umbes 10 cm kaugusel ja meie tähesüsteemi mõõtmed on umbes 35 cm Päikese läbimõõt on mikroskoopilised: 0,0046 A (angström on pikkuse ühik, mis võrdub 10-8 cm).

Oleme juba rõhutanud, et tähed asuvad üksteisest suurel kaugusel ja on seega praktiliselt isoleeritud. Eelkõige tähendab see seda, et tähed ei põrka peaaegu kunagi üksteisega kokku, kuigi nende igaühe liikumise määrab gravitatsiooniväli, mille loovad kõik Galaktika tähed. Kui käsitleme Galaktikat kui teatud gaasiga täidetud piirkonda ja tähed mängivad gaasimolekulide ja aatomite rolli, siis peame seda gaasi pidama äärmiselt haruldaseks. Päikese läheduses on tähtede keskmine kaugus umbes 10 miljonit korda suurem kui tähtede keskmine läbimõõt. Samal ajal on tavaõhus tavatingimustes molekulide keskmine kaugus vaid mitukümmend korda suurem kui viimaste mõõtmed. Sama suhtelise vaakumi astme saavutamiseks tuleks õhutihedust vähendada vähemalt 1018 korda! Pange tähele, et Galaktika keskosas, kus tähtede tihedus on suhteliselt suur, juhtub aeg-ajalt tähtede kokkupõrkeid. Siin võiks oodata ligikaudu ühte kokkupõrget iga miljoni aasta tagant, samas kui Galaktika normaalsetes piirkondades pole meie vähemalt 10 miljardi aasta vanuse tähesüsteemi evolutsiooni ajaloo jooksul praktiliselt ühtegi tähtede kokkupõrget toimunud ( vt 9. peatükk).

Oleme lühidalt välja toonud selle tähesüsteemi skaala ja kõige üldisema struktuuri, kuhu meie Päike kuulub. Samal ajal ei võetud arvesse meetodeid, mille abil mitmed astronoomide põlvkonnad paljude aastate jooksul samm-sammult taasloosid suurepärase pildi Galaktika ehitusest. Sellele olulisele probleemile on pühendatud ka teisi raamatuid, millele me huvitatud lugejatele viitame (näiteks B.A. Vorontsov-Velyaminov Essays on the Universe, Yu.N. Efremov Into the Depths of the Universe). Meie ülesanne on anda ainult kõige üldisem pilt üksikute objektide ehitusest ja arengust Universumis. See pilt on selle raamatu mõistmiseks hädavajalik.

Astronoomid on mitu aastakümmet järjekindlalt uurinud teisi tähesüsteeme, mis on ühel või teisel määral sarnased meie omaga. Seda uurimisvaldkonda nimetatakse ekstragalaktiliseks astronoomiaks. Nüüd mängib ta astronoomias peaaegu juhtivat rolli. Ekstragalaktiline astronoomia on viimase kolme aastakümne jooksul teinud märkimisväärseid edusamme. Tasapisi hakkasid esile kerkima Metagalaktika grandioossed kontuurid, millesse on väikese osakesena kaasatud meie tähesüsteem. Me ei tea Metagalaktikast ikka veel kõike. Objektide tohutu kaugus tekitab väga spetsiifilisi raskusi, mis lahendatakse kõige võimsamate vaatlusvahendite kasutamisega koos sügava teoreetilise uurimistööga. Ometi on metagalaktika üldine struktuur viimastel aastatel põhimõtteliselt selgeks saanud.

Metagalaktikat võime määratleda kui tähesüsteemide kogumit – galaktikad, mis liiguvad meie vaadeldava universumi osa tohututes ruumides. Meie tähesüsteemile kõige lähemal asuvad galaktikad on kuulsad Magellani pilved, mis on lõunapoolkera taevas selgelt nähtavad kahe suure laiguna, mille pinna heledus on ligikaudu sama kui Linnutee. Kaugus Magellani pilvedeni on vaid umbes 200 tuhat valgusaastat, mis on üsna võrreldav meie galaktika koguulatusega. Teine meile lähedane galaktika on udukogu Andromeeda tähtkujus. See on palja silmaga nähtav 5. tähesuuruse ***** nõrga täpina.

Tegelikult on see tohutu tähemaailm, mis on tähtede arvu ja kogumassi poolest kolm korda suurem meie galaktikast, mis omakorda on galaktikate seas hiiglane. Kaugus Andromeeda udukoguni või, nagu astronoomid seda nimetavad, M 31-ni (mis tähendab, et tuntud Messieri udukogude kataloogis on see 31. kohal) on umbes 1800 tuhat valgusaastat, mis on umbes 20 korda suurem kui udukogus. Galaxy suurus. Nebula M 31 on selgelt väljendunud spiraalse struktuuriga ja on paljude omaduste poolest väga sarnane meie galaktikaga. Selle lähedal on selle väikesed ellipsoidsed satelliidid (joonis 5). Joonisel fig. 6 näitab fotosid mitmest meile suhteliselt lähedal asuvast galaktikast. Märkimisväärne on nende vormide suur mitmekesisus. Koos spiraalsüsteemidega (sellised galaktikad on tähistatud sümbolitega Sа, Sb ja Sс, olenevalt spiraalstruktuuri arengu iseloomust; südamikku läbiva silla olemasolul (joonis 6a) on täht B S) tähe järele asetatud on sfäärilised ja ellipsoidsed, millel puuduvad igasugused spiraalstruktuuri jäljed, samuti ebakorrapärased galaktikad, mille hea näide on Magellani pilved.

Suured teleskoobid jälgivad tohutul hulgal galaktikaid. Kui nähtavast 12. tähesuurusest heledamaid galaktikaid on umbes 250, siis 16. tähesuurusest heledamad on umbes 50 000. Kõige nõrgemad objektid, mida saab pildistada 5-meetrise peegli läbimõõduga reflektorteleskoobiga, on 24,5 magnituudiga. Selgub, et miljardite selliste nõrgimate objektide hulgas on enamus galaktikad. Paljud neist on meist kaugemal, kui valgus läbib miljardeid aastaid. See tähendab, et valgust, mis põhjustas plaadi mustaks muutumise, kiirgas nii kauge galaktika ammu enne Maa geoloogilise ajaloo arhea perioodi!.

Mõnikord kohtab galaktikate seas hämmastavaid objekte, näiteks raadiogalaktikaid. Need on sellised tähesüsteemid, mis kiirgavad raadiosagedusalas tohutul hulgal energiat. Mõnes raadiogalaktikas on raadiokiirguse voog mitu korda suurem kui optilise kiirguse voog, kuigi optilises vahemikus on nende heledus väga kõrge ~ mitu korda suurem kui meie galaktika koguheledus. Tuletame meelde, et viimane koosneb sadade miljardite tähtede kiirgusest, millest paljud kiirgavad omakorda palju tugevamini kui Päike. Sellise raadiogalaktika klassikaline näide on kuulus objekt Cygnus A. Optilises vahemikus on need kaks tähtsusetut 17. tähesuurusega valgustäppi (joonis 7). Tegelikult on nende heledus väga kõrge, umbes 10 korda suurem kui meie galaktikas. See süsteem tundub nõrk, kuna asub meist tohutul kaugusel – 600 miljoni valgusaasta kaugusel. Kuid Cygnus A raadiokiirguse voog meetri lainepikkustel on nii suur, et ületab isegi Päikesest lähtuva raadiokiirguse voo (perioodidel, mil Päikesel laike pole). Kuid Päike on väga lähedal – kaugus temani on vaid 8 valgusminutit; 600 miljonit aastat – ja 8 minutit! Kuid kiirgusvood, nagu teate, on pöördvõrdelised kauguste ruutudega!

Enamiku galaktikate spektrid on päikesetaolised; mõlemal juhul on üsna heledal taustal näha eraldi tumedad neeldumisjooned. Selles pole midagi ootamatut, kuna galaktikate kiirgus on miljardite nendes tähtede kiirgus, mis on enam-vähem sarnased Päikesele. Galaktikate spektrite hoolikas uurimine aastaid tagasi viis ühe fundamentaalse tähtsusega avastuseni. Fakt on see, et mis tahes spektrijoone lainepikkuse nihke olemuse tõttu laboristandardi suhtes on võimalik määrata kiirgava allika liikumiskiirust mööda vaatejoont. Teisisõnu on võimalik kindlaks teha, millise kiirusega allikas läheneb või taandub.

Valgusallika lähenedes nihkuvad spektrijooned lühemate lainepikkuste suunas, eemaldumisel pikemate suunas. Seda nähtust nimetatakse Doppleri efektiks. Selgus, et galaktikates (välja arvatud mõned meile kõige lähemal asuvad) on spektrijooned alati nihutatud spektri pika lainepikkuse poole (joonte punane nihe) ja selle nihke suurus on seda suurem, mida kaugemal. galaktika on meist pärit.

See tähendab, et kõik galaktikad eemalduvad meist ja paisumiskiirus suureneb galaktikate kaugusega. See saavutab tohutud väärtused. Näiteks raadiogalaktika Cygnus A punanihke kiirus on ligi 17 000 km/s. 25 aastat tagasi kuulus rekord väga nõrgale (20. suurusjärgu optiliste kiirte poolest) raadiogalaktikale ZC 295. 1960. aastal saadi selle spekter. Selgus, et ioniseeritud hapniku hulka kuuluv tuntud ultraviolettkiirguse spektrijoon on nihutatud spektri oranži piirkonda! Siit on lihtne leida, et selle hämmastava tähesüsteemi eemaldamise kiirus on 138 tuhat km / s ehk peaaegu pool valguse kiirusest! Raadiogalaktika ZC 295 on meist sellisel kaugusel, mille valgus läbib 5 miljardi aastaga. Nii uurisid astronoomid valgust, mis kiirgas Päikese ja planeetide tekkimisel ja võib-olla isegi veidi varem ... Sellest ajast alates on avastatud veelgi kaugemaid objekte (6. peatükk).

Suurest hulgast galaktikatest koosneva süsteemi laienemise põhjuseid me siinkohal ei puuduta. See keeruline küsimus on kaasaegse kosmoloogia teema. Universumi paisumise faktil on aga suur tähtsus selles leiduva elu arengu analüüsimisel (7. ptk).

Galaktikasüsteemi üldine paisumine kattub üksikute galaktikate muutliku kiirusega, mis on tavaliselt võrdne mitmesaja kilomeetriga sekundis. Seetõttu ei näita meile lähimad galaktikad süstemaatilist punanihet. On ju nende galaktikate juhuslike (nn omapäraste) liikumiste kiirused suuremad kui tavaline punanihke kiirus. Viimane kasvab koos galaktikate kaugusega umbes 50 km / s iga miljoni parseki kohta. Seetõttu ületavad juhuslikud kiirused galaktikate puhul, mille kaugused ei ületa mitut miljonit parsekit, punanihke kiirust. Lähedal asuvate galaktikate seas on ka neid, mis meile lähenevad (näiteks Andromeeda udukogu M 31).

Galaktikad ei ole metagalaktilises ruumis ühtlaselt jaotunud, s.t. püsiva tihedusega. Neil on ilmne kalduvus moodustada eraldi rühmi või klastreid. Eelkõige moodustab umbes 20-st meie lähedal asuvast galaktikast koosnev rühm (sealhulgas meie galaktika) nn kohaliku süsteemi. Kohalik süsteem on omakorda kaasatud suurde galaktikate parve, mille kese asub selles taevaosas, millele on projitseeritud Neitsi tähtkuju. Sellel klastril on mitu tuhat liiget ja see on üks suurimaid. Joonisel fig. 8 on foto kuulsast galaktikate parvest Põhja-Corona tähtkujus, kus on sadu galaktikaid. Parvedevahelises ruumis on galaktikate tihedus kümneid kordi väiksem kui parvede sees.

Märkimisväärne on erinevus galaktikaid moodustavate tähtede parvede ja galaktikaparvede vahel. Esimesel juhul on parve liikmete vahelised kaugused tähtede suurusega võrreldes tohutud, samas kui galaktikate keskmised kaugused galaktikate parvedes on vaid mitu korda suuremad kui galaktikate suurus. Teisest küljest ei saa galaktikate arvu parvedes võrrelda tähtede arvuga galaktikates. Kui käsitleda galaktikate kogumit kui gaasi, kus molekulide rolli täidavad üksikud galaktikad, siis peaksime seda keskkonda pidama äärmiselt viskoosseks.

Arvame, et uurime tähti
aga selgus, et me uurime aatomit.
R. Feynman

Mida mõeldakse universumi all? Mis on mikrokosmos, makrokosmos ja megamaailm ning millised on nende mastaabid? Millised on meie võimete piirangud megamaailma suurte ja mikrokosmose väikseimate mastaapide uurimisel?

Tund-loeng

Universumi pilt. Universumi all mõeldakse kõigi objektide kogumit, mida inimene ühel või teisel viisil vaatleb. Neist vaid vähesed on meeltega vaatlemiseks kättesaadavad. Seda maailmaosa nimetatakse makromaailm... Kõige väiksemad objektid (aatomid, elementaarosakesed) koosnevad mikromaailm... Nimetatakse hiiglaslike mõõtmetega ja meist väga suurte vahemaade kaugusel asuvaid objekte megamaailm.

Salvador Dali. Tuumarist

Tehke oletus, miks S. Dali nimetas oma maali "Tuumaristiks".

Maailmade mastaap. Piirid nende maailmade vahel on üsna meelevaldsed. Makrokosmose, mikrokosmose ja megamaailma objektide visualiseerimiseks suurendame või vähendame vaimselt teatud sfääri palju kordi.

Alustame 10 cm raadiusega kerast, mis on makrokosmoses esineva objekti tüüpiline suurus. Et kiiresti teadaoleva maailma piiridesse jõuda, peame sfääri mitu korda suurendama ja vähendama. Võtame miljard kui nii suur arv.

1. Suurendades 10 cm raadiusega kera miljard korda, saame 100 000 km raadiusega kera. Mis need mõõdud on? See on umbes veerand kaugusest Maast Kuuni. Sellised vahemaad on inimese liikumiseks üsna ligipääsetavad; nii et astronaudid on juba Kuul käinud. Kõik, millel on seda järku mõõtmed, tuleks omistada makrokosmosele (joonis 8).

Riis. 8 Makrokosmose ulatus

2. Suurendades veel miljard korda, saame kera raadiusega 10 14 km. See. muidugi astronoomilised mõõtmed. Astronoomias kasutatakse kauguste mõõtmise mugavuse huvides valgusühikuid, mis vastavad ajale, mis kulub valgusel teatud vahemaa läbimiseks.

Mis on kera raadiusega 10 sv. aastat? Kaugus meile lähima täheni on ligikaudu 4 sv. aasta. (Päike on muidugi ka üks tähtedest, kuid antud juhul me seda ei arvesta.) Kera raadiusega 10 sv. aastat, mille kese on Päikesel, sisaldab kümmekond tähte. Inimese liikumiseks pole enam mitme valgusaasta pikkune vahemaa. Inimeste jaoks saavutatava kiirusega (umbes 30 km/s) kulub lähima täheni jõudmiseks umbes 40 000 aastat. Mõned teised võimsad mootorid, näiteks tuumareaktsioonidel põhinevad, pole praegu projektis isegi olemas. Nii et lähitulevikus on inimkond sunnitud leppima tõsiasjaga, et tähtede poole kolimine on võimatu.

Loomulikult on vahemaa 10 sv. aastat kuulub juba megamaailma. Sellest hoolimata on see ruum meile kõige lähemal. Meile lähimate tähtede kohta teame palju: kaugused nendeni, nende pinna temperatuur on üsna täpselt mõõdetud, määratud on nende koostis, suurus ja mass. Mõnel tähel on satelliidid – planeedid. See teave saadi nende tähtede emissioonispektreid uurides. Võime öelda, et kera raadiusega 10 sv. aastat hästi uuritud ruumi.

3. Tehes veel ühe miljardikordse tõusu, saame kera raadiusega 10 miljardit sv. aastat. Just sellel kaugusel meist asuvad kõige kaugemad objektid, mida suudame vaadelda. Nii oleme saanud sfääri, milles asuvad kõik vaadeldavad universumi objektid. Pange tähele, et meist nii suurel kaugusel asuvad objektid on väga eredad valgustid; Päikesega võrreldavat tähte poleks näha isegi kõige võimsamate teleskoopidega.

Raske öelda, mis on väljaspool seda sfääri. Üldtunnustatud hüpotees ütleb, et me ei saa vaadelda objekte kaugemal kui 13 miljardit sv. aastat. See asjaolu on tingitud asjaolust, et meie Universum sündis 13 miljardit aastat tagasi, seega pole kaugemate objektide valgus meieni lihtsalt veel jõudnud. Niisiis, jõudsime megamaailma piiridesse (joonis 9).

Riis. 9. Megamaailma mastaap

Universumi piir, mida me vaatleme, on umbes 10 miljardi valgustuse kaugusel. aastat.

Nüüd liigume mikromaailma sügavustesse. Vähendades 10 cm raadiusega kera miljard korda, saame kera raadiusega 10 -8 cm = 10 -10 m = 0,1 nm. Selgub, et see on tüüpiline mikromaailma mastaap. Aatomite ja lihtsamate molekulide mõõtmed on selles järjekorras. Selle skaala mikrokosmost on piisavalt hästi uuritud. Me teame seadusi, mis reguleerivad aatomite ja molekulide vastastikmõju.

Sellise suurusega objektid on palja silmaga vaatlemiseks kättesaamatud ja pole isegi kõige võimsamate mikroskoopidega nähtavad, kuna nähtava valguse lainepikkus jääb vahemikku 300–700 nm, st tuhandeid kordi suurem objektide suurusest. . Aatomite ja molekulide struktuuri hinnatakse kaudsete andmete, eelkõige aatomite ja molekulide spektrite järgi. Kõik pildid, millel on kujutatud aatomeid ja molekule, on mudelpiltide viljad. Sellegipoolest võib arvata, et aatomite ja molekulide maailma - umbes 0,1 nm suurust maailma - on juba piisavalt hästi uuritud ja põhimõtteliselt uusi seaduspärasusi siia maailma ei teki.

Muidugi pole see maailm veel teadmiste piir; näiteks aatomituumade suurus on umbes 10 000 korda väiksem. Vähendades 0,1 nm raadiusega kera miljard korda, saame kera raadiusega 10 -17 cm ehk 10 -19 m. Oleme tegelikult jõudnud teadmiste piiridesse. Fakt on see, et kõige väiksemate aineosakeste - elektronide ja kvarkide (neist tuleb juttu §-s 29) - mõõtmed on suurusjärgus 10-16 cm ehk veidi suuremad kui meie kera. Mis on elektronide ja kvarkide sees ehk teisisõnu, kas elektronid ja kvargid on koostisosad, pole praegu teada. Võimalik, et suurus 10 -17 cm ei vasta enam ühelegi reaalsele aine struktuuriüksusele.

Seadused, mis reguleerivad aine liikumist ja ehitust skaalal 10 -15 - 10 -16 cm, pole veel täielikult mõistetavad. Kaasaegsed eksperimenteerimisvõimalused ei võimalda mikrokosmosesse veelgi sügavamale tungida.

Mis on põhjused, miks piirame juurdepääsu väiksematele skaaladele? Fakt on see, et mikroosakeste struktuuri uurimise peamine meetod on erinevate osakeste kokkupõrgete jälgimine. Loodusseadused on sellised, et väikestel vahemaadel tõrjuvad osakesed üksteist. Seega, mida väiksemaid skaalasid teadlased uurivad, seda rohkem energiat tuleb anda põrkuvatele osakestele. See energia edastatakse kiirendites olevate osakeste kiirendamisel ja mida rohkem energiat tuleb edasi anda, seda suuremad peaksid olema kiirendid. Kaasaegsed kiirendid on mitme kilomeetri suurused. Veelgi kaugemale mikromaailma sügavustesse liikumiseks on vaja maakera suuruseid kiirendeid.

Niisiis, nüüd peate ette kujutama, millistele mõõtkavadele mikrokosmos vastab (joonis 10).

Mikrokosmos 10. Mikrokosmose ulatus

Mikrokosmoses, makrokosmoses ja megamaailmas avalduvad loodusseadused erineval viisil. Mikrokosmose objektidel on nii osakeste kui ka lainete omadused, makrokosmoses ja megamaailmas selliseid objekte praktiliselt ei eksisteeri.

• Miks me ei võiks vaadata universumi „horisondi taha” – näha objekte, mis asuvad meist enam kui 13 miljardi sv kaugusel? aastat?
• Mis on ühist megamaailma ja mikrokosmose uurimise eksperimentaalsetes meetodites?
• Mõned mikroosakesed elavad 10–18 s, misjärel lagunevad. Millega on võrreldav vastav valguse pikkusühik (vahemaa, mille valgus selle aja jooksul läbib)?