У дома » Кухня » Структурата на Вселената в най-големи мащаби. Мащаб на мащаба на Вселената. Снимка на галактиката Млечен път

Структурата на Вселената в най-големи мащаби. Мащаб на мащаба на Вселената. Снимка на галактиката Млечен път

Мислим, че изучаваме звездите
но се оказа, че изучаваме атома.
Р. Файнман

Какво се разбира под Вселена? Какво е микросвят, макросвят и мегасвят и какви са техните мащаби? Как са ограничени нашите възможности, когато изучаваме големия мащаб на мегасвета и най-малкия мащаб на микросвета?

Урок-лекция

Образът на Вселената. Вселената се разбира като съвкупността от всички обекти, които по един или друг начин се наблюдават от хората. От тях само няколко са достъпни за наблюдение чрез сетивата. Тази част от света се нарича макрокосмос. Най-малките обекти (атоми, елементарни частици) съставят микрокосмос. Наричат се обекти, които са с гигантски размери и са много далеч от нас мегасвят.

Салвадор Дали. Ядрен кръст

Познайте защо С. Дали е нарекъл картината си „Ядрен кръст”.

Мащабът на световете. Границите между тези светове са доста произволни. За да визуализираме обектите на макросвета, микросвета и мегасвета, ние мислено ще увеличим или намалим определена сфера с голям брой пъти.

Да започнем със сфера с радиус 10 см. Това е типичният размер на обект в макрокосмоса. За да достигнем бързо границите на познатия свят, ще трябва многократно да увеличаваме и намаляваме сферата. Нека вземем милиард като такова голямо число.

1. Като увеличим сфера с радиус 10 cm милиард пъти, получаваме сфера с радиус 100 000 km. Какви са тези размери? Това е приблизително една четвърт от разстоянието от Земята до Луната. Такива разстояния са доста достъпни за човешко движение; И така, астронавтите вече са посетили Луната. Всичко, което има размери от този порядък, трябва да се припише на макрокосмоса (фиг. 8).

Ориз. 8 Мащабът на макрокосмоса

2. Увеличавайки още един милиард пъти, получаваме сфера с радиус 10 14 km. Това. разбира се, астрономически размери. В астрономията за удобство при измерване на разстояния се използват светлинни единици, които съответстват на времето, необходимо на светлината да измине определено разстояние.

Какво е сфера с радиус 10 светлина. години? Разстоянието до най-близката до нас звезда е приблизително 4 светлинни години. на годината. (Слънцето, разбира се, също е една от звездите, но в този случай не го разглеждаме.) Сфера с радиус 10 светлина. години, чийто център е на Слънцето, съдържа около дузина звезди. Разстояние от няколко светлинни години вече не е достъпно за човешкото пътуване. При скорости, постижими от хората (около 30 km/s), е възможно да се стигне до най-близката звезда за около 40 000 години. Други мощни двигатели, например работещи на базата на ядрени реакции, в момента не съществуват дори в проекта. Така че в обозримо бъдеще човечеството е принудено да приеме факта, че пътуването до звездите е невъзможно.

Разбира се, разстоянието е 10 St. години вече принадлежи към мегасвета. Все пак това е най-близкото пространство до нас. Ние знаем доста за най-близките до нас звезди: разстоянията до тях, температурата на повърхността им са измерени доста точно, техният състав, размер и маса са определени. Някои звезди имат спътници - планети. Тази информация е получена чрез изследване на емисионните спектри на тези звезди. Можем да кажем, че сфера с радиус 10 светлина. пространството е доста добре проучено от години.

3. Увеличавайки още един милиард пъти, получаваме сфера с радиус 10 милиарда светлина. години. Именно на това разстояние от нас се намират най-отдалечените обекти, които можем да наблюдаваме. Така получихме сфера, в която лежат всички обекти на Вселената, които наблюдаваме. Имайте предвид, че обектите, разположени на толкова голямо разстояние от нас, са много ярки светила; звезда, сравнима със Слънцето, не би била видима дори в най-мощните телескопи.

Трудно е да се каже какво стои извън тази сфера. Общоприетата хипотеза гласи, че изобщо не можем да наблюдаваме обекти, които са на повече от 13 милиарда светлинни години от нас. години. Този факт се дължи на факта, че нашата Вселена е родена преди 13 милиарда години, така че светлината от по-далечни обекти просто все още не е достигнала до нас. И така, стигнахме до границите на мегасвета (фиг. 9).

Ориз. 9. Мащабът на мегасвета

Границата на Вселената, която наблюдаваме, се намира на разстояние приблизително 10 милиарда светлинни години. години.

Нека сега се пренесем по-дълбоко в микросвета. Като намалим сфера с радиус 10 cm милиард пъти, получаваме сфера с радиус 10 -8 cm = 10 -10 m = 0,1 nm. Оказва се, че това е характерен мащаб за микрокосмоса. Атомите и най-простите молекули имат размери от този ред. Микрокосмос от такъв мащаб е проучен доста добре. Познаваме законите, които описват взаимодействията на атомите и молекулите.

Обекти с такъв размер са недостъпни за наблюдение с невъоръжено око и дори не се виждат в най-мощните микроскопи, тъй като дължината на вълната Видима светлиналежи в диапазона 300-700 nm, т.е. хиляди пъти по-голям от размера на обектите. За структурата на атомите и молекулите се съди по косвени данни, по-специално по спектрите на атомите и молекулите. Всички картинки, изобразяващи атоми и молекули, са плод на моделни изображения. Въпреки това можем да предположим, че светът на атомите и молекулите - свят с размери около 0,1 nm - вече е доста добре проучен и в този свят няма да се появят принципно нови закони.

Разбира се, този свят все още не е границата на знанието; например размери атомни ядраоколо 10 000 пъти по-малко. Като намалим сфера с радиус 0,1 nm един милиард пъти, получаваме сфера с радиус 10 -17 см, или 10 -19 м. Ние всъщност достигнахме границите на знанието. Факт е, че размерите на най-малките частици материя - електрони и кварки (те ще бъдат обсъдени в § 29) - са от порядъка на 10 -16 cm, т.е. малко по-големи от нашата сфера. Какво има вътре в електроните и кварките, или, с други думи, дали електроните и кварките са съставни частици, засега не е известно. Възможно е размерът от 10 -17 см вече да не отговаря на нито една реална структурна единица на материята.

Законите, които определят движението и структурата на материята в мащаби от 10 -15 - 10 -16 cm, все още не са напълно проучени. Съвременните експериментални възможности не ни позволяват да проникнем още по-дълбоко в микросвета.

Какви са причините, поради които достъпът ни до по-малки мащаби е ограничен? Факт е, че основният метод за изследване на структурата на микрочастиците е да се наблюдават сблъсъци между различни частици. Законите на природата са такива, че на малки разстояния частиците се отблъскват. Следователно, колкото по-малки мащаби учените изследват, толкова повече повече енергиятрябва да се съобщи на сблъскващите се частици. Тази енергия се предава по време на ускоряването на частиците в ускорителите и колкото по-голяма е енергията, която трябва да се предаде, толкова по-голям трябва да бъде размерът на ускорителите. Съвременните ускорители са с размери няколко километра. За да се придвижим още по-навътре в дълбините на микросвета, са необходими ускорители с размерите на земното кълбо.

И така, сега трябва да си представите на какъв мащаб отговаря микрокосмосът (фиг. 10).

Микросвят 10. Мащаб на микросвета

В микросвета, в макросвета и в мегасвета законите на природата се проявяват по различен начин. Обектите на микросвета имат както свойствата на частици, така и свойствата на вълни; в макросвета и мегасвета такива обекти практически не съществуват.

Защо не можем да погледнем „отвъд хоризонта“ на Вселената – да видим обекти, които са на повече от 13 милиарда светлинни години от нас? години?
Какво е общото в експериментални методиизучаване на мегасвета и микросвета?
Някои микрочастици живеят 10 -18 s, след което се разпадат. Какво е съответното светлинен блокдължина (разстоянието, което светлината изминава през това време)?

Ако професионалните астрономи непрекъснато и осезаемо си представяха чудовищната величина на космическите разстояния и интервали от време на еволюцията на небесните тела, малко вероятно е те да могат успешно да развият науката, на която са посветили живота си. Пространствено-времевите мащаби, познати ни от детството, са толкова незначителни в сравнение с космическите, че когато става въпрос за съзнанието, буквално спира дъха. Когато се занимава с някакъв проблем в космоса, астрономът или решава определен математически проблем (това най-често се прави от специалисти по небесна механика и теоретични астрофизици), или подобрява инструментите и методите за наблюдение, или изгражда във въображението си, съзнателно или несъзнателно, някои проучен малък модел космическа система. В този случай основното значение има правилното разбиране на относителните размери на изследваната система (например съотношението на размерите на частите на дадена космическа система, съотношението на размерите на тази система и други подобни или различни към него и т.н.) и интервали от време (например съотношението на дебита този процесспрямо скоростта на потока на всеки друг).

Един от авторите на тази статия е направил доста напр. слънчева коронаи Галактиката. И винаги са му се стрували неправилна формасфероидни тела приблизително еднакви размери- нещо около 10 см... Защо 10 см? Този образ възниква подсъзнателно, просто защото твърде често, докато размишлява върху един или друг въпрос на слънчевата или галактическата физика, авторът рисува очертанията на обектите на своите мисли в обикновена тетрадка (в кутия). Рисувах, опитвайки се да се придържам към мащаба на явленията. По един много интересен въпрос, например, беше възможно да се направи интересна аналогия между слънчевата корона и Галактиката (или по-скоро така наречената „галактическа корона“). Разбира се, авторът е знаел много добре, така да се каже, „интелектуално“, че размерите на галактическата корона са стотици милиарди пъти по-големи от размерите на слънчевата корона. Но той спокойно забрави за това. И ако в редица случаи големите размери на галактическата корона са придобивали някакво фундаментално значение (и това се е случвало), това е било отчетено формално и математически. И въпреки това визуално и двете „корони“ изглеждаха еднакво малки...

Ако авторът, в процеса на тази работа, се отдаде на философски размисли за огромния размер на Галактиката, за невъобразимото разреждане на газа, който изгражда галактическата корона, за незначителността на нашата малка планета и нашето собствено съществуване , и за други други не по-малко коректни теми, работата по проблемите на слънчевата и галактическата Корона ще спре автоматично...

Нека читателят ми прости това „лирично отклонение“. Не се съмнявам, че и други астрономи са имали подобни мисли, докато са решавали проблемите си. Струва ми се, че понякога е полезно да се запознаем по-добре с „кухнята“ на научната работа...

До сравнително скоро земното кълбо изглеждаше огромно за хората. На смелите спътници на Магелан им отне повече от три години, за да направят първото си околосветско пътешествие преди почти половин хиляда години, с цената на невероятни трудности. Изминаха малко повече от 100 години от времето, когато находчив герой фентъзи романЖул Верн прави околосветско пътешествие за 80 дни, използвайки най-новите технически постижения на онова време. И само малко по-малко от 50 години са изминали от онези паметни дни за цялото човечество, когато първите съветски космонавтГагарин летеше на легендарния космически корабГлобусът "Восток" за 89 минути. И мислите на хората неволно се насочиха към необятните пространства на космоса, в които беше изгубена малката планета Земя ...

1 парсек (pc) е равен на 3,26 светлинни години. Парсек се определя като разстоянието, от което радиусът на орбитата на Земята се вижда под ъгъл от 1 секунда. дъги. Това е много малък ъгъл. Достатъчно е да се каже, че от този ъгъл монета от една копейка се вижда от разстояние 3 км.

Нито една от звездите не е най-близък съсед слънчева система- не е по-близо до нас от 1 бр. Например споменатата Проксима Кентавър се намира на разстояние около 1,3 пк от нас. В мащаба, в който изобразихме Слънчевата система, това съответства на 2 хиляди км. Всичко това добре илюстрира голямата изолация на нашата Слънчева система от околните звездни системи; някои от тези системи може да имат много прилики с нея.

Но звездите около Слънцето и самото Слънце съставляват само незначителна част от гигантската група от звезди и мъглявини, която се нарича "Галактика". Виждаме този куп звезди в ясни безлунни нощи като ивица от Млечния път, пресичаща небето. Галактиката има доста сложна структура. В първото, най-грубо приближение, можем да приемем, че звездите и мъглявините, от които се състои, изпълват обем, оформен като силно компресиран елипсоид на въртене. Често в популярната литература формата на Галактиката се сравнява с двойноизпъкнала леща. В действителност всичко е много по-сложно и нарисуваната картина е твърде груба. Всъщност се оказва, че различните типове звезди се концентрират по напълно различни начини към центъра на Галактиката и към нейната „екваториална равнина“. Например, газовите мъглявини, както и много горещите масивни звезди, са силно концентрирани към екваториалната равнина на Галактиката (в небето тази равнина съответства на голям кръг, преминаващ през централните части на Млечния път). В същото време те не показват значителна концентрация към галактическия център. От друга страна, някои видове звезди и звездни купове(така наречените „глобуларни купове“) не показват почти никаква концентрация към екваториалната равнина на Галактиката, но се характеризират с огромна концентрация към нейния център. Между тези два екстремни типа пространствено разпределение (което астрономите наричат „плоско“ и „сферично“) са всички междинни случаи. Оказва се обаче, че по-голямата част от звездите в Галактиката са разположени в гигантски диск, чийто диаметър е около 100 хиляди светлинни години, а дебелината е около 1500 светлинни години. Този диск съдържа малко повече от 150 милиарда звезди от различни видове. Нашето Слънце е една от тези звезди, разположена в периферията на Галактиката близо до нейната екваториална равнина (по-точно „само“ на разстояние около 30 светлинни години - стойност, доста малка в сравнение с дебелината на звездния диск).

Разстоянието от Слънцето до ядрото на Галактиката (или нейния център) е около 30 хиляди светлинни години. Звездната плътност в Галактиката е много неравномерна. Тя е най-висока в района на галактическото ядро, където по последни данни достига 2 хиляди звезди на кубичен парсек, което е почти 20 хиляди пъти повече от средната плътност на звездите в близост до Слънцето. Освен това звездите са склонни да образуват отделни групи или купове. Добър пример за такъв клъстер са Плеядите, които се виждат в нашето зимно небе.

Галактиката също така съдържа структурни детайли в много по-голям мащаб. Изследванията доказват, че мъглявините, както и горещите масивни звезди, са разпределени по клоновете на спиралата. Спиралната структура е особено ясно видима в други звездни системи - галактики (с малка буква, за разлика от нашата звездна система - Галактики). Установяването на спиралната структура на Галактиката, в която ние самите се намираме, се оказа изключително трудно.

Скоростта на движение на Слънцето и съседните му звезди по техните почти кръгови галактически орбити достига 250 km/s. Върху това редовно движение около галактическото ядро се наслагват хаотичните, безредни движения на звездите. Скоростите на такива движения са много по-ниски - около 10-50 km/s, и са различни за обекти от различни видове. Най-ниските скорости са за горещи масивни звезди (6-8 km/s), за звезди слънчев типте са около 20 км/с. Колкото по-ниски са тези скорости, толкова по-плоско е разпределението от този типзвезди

В мащаба, който използвахме за визуално представяне на Слънчевата система, размерът на Галактиката ще бъде 60 милиона км - стойност, която вече е доста близка до разстоянието от Земята до Слънцето. Оттук става ясно, че докато навлизаме във все по-отдалечени региони на Вселената, този мащаб вече не е подходящ, тъй като губи яснота. Затова ще вземем различен мащаб. Нека мислено намалим земната орбита до размера на най-вътрешната орбита на водородния атом в класическия модел на Бор. Нека припомним, че радиусът на тази орбита е 0,53х10 -8 см. Тогава най-близката звезда ще бъде на разстояние приблизително 0,014 мм, центърът на Галактиката ще бъде на разстояние около 10 см, а размерите на нашата звездна система ще бъде около 35 см. Диаметърът на Слънцето ще има микроскопични размери: 0,0046 A (ангстрьом единица за дължина, равна на 10 -8 cm).

Вече подчертахме, че звездите са разположени на огромни разстояния една от друга и по този начин са практически изолирани. По-специално това означава, че звездите почти никога не се сблъскват една с друга, въпреки че движението на всяка от тях се определя от гравитационното поле, създадено от всички звезди в Галактиката. Ако разглеждаме Галактиката като определен регион, пълен с газ, и ролята газови молекулии атомите се играят от звезди, тогава трябва да считаме този газ за изключително разреден. В близост до Слънцето средното разстояние между звездите е около 10 милиона пъти по-голямо от средния диаметър на звездите. Междувременно при нормални условия в обикновения въздух средното разстояние между молекулите е само няколко десетки пъти повече размерипоследното. За да се постигне същата степен на относително разреждане, плътността на въздуха трябва да се намали най-малко 1018 пъти! Имайте предвид обаче, че в централен регионВ галактики, където плътността на звездите е относително висока, от време на време ще се случват сблъсъци между звезди. Тук трябва да очакваме приблизително един сблъсък на всеки милион години, докато в „нормалните“ области на Галактиката практически не е имало сблъсъци между звезди в цялата история на еволюцията на нашата звездна система, която е на възраст поне 10 милиарда години.

Можем да определим Метагалактика като съвкупност от звездни системи - галактики, които се движат навътре обширни пространствачаст от Вселената, която можем да наблюдаваме. Най-близките до нашата звездна система галактики са известните Магеланови облаци, ясно видими в небето на южното полукълбо като две големи петна с приблизително същата повърхностна яркост като Млечния път. Разстоянието до Магелановите облаци е „само“ около 200 хиляди светлинни години, което е доста сравнимо с обща дължинана нашата Галактика. Друга „близка“ до нас галактика е мъглявината в съзвездието Андромеда. Вижда се с невъоръжено око като слабо светлинно петно 5-то величина.

Всъщност това е огромен звезден свят, по отношение на броя на звездите и общата маса три пъти по-голям от нашата Галактика, която от своя страна е гигант сред галактиките. Разстоянието до мъглявината Андромеда, или, както я наричат астрономите, M 31 (това означава, че в добре известния каталог на мъглявините на Месие тя е посочена като № 31) е около 1800 хиляди светлинни години, което е около 20 пъти размера на Галактиката. Мъглявината M 31 има ясно дефинирана спирална структура и в много от характеристиките си е много подобна на нашата Галактика. До него са малките му елипсовидни спътници. Заедно със спиралните системи (такива галактики се обозначават със символите Sa, Sb и Sc в зависимост от естеството на тяхното развитие спираловидна структура; ако има „мост“, минаващ през ядрото, буквата B се поставя след буквата S) има сфероидни и елипсоидални, лишени от следи от спирална структура, както и „неправилни“ галактики, добър пример за които са Магелановите облаци.

IN големи телескописе наблюдават огромен брой галактики. Ако има около 250 галактики, по-ярки от видимата 12-та величина, то вече има около 50 хиляди по-ярки от 16. Най-слабите обекти, които на границата могат да бъдат заснети от рефлекторен телескоп с диаметър на огледалото 5 m, имат магнитуд от 24,5, тъй като орбиталният телескоп Хъбъл ограничава това ограничение до обекти с магнитуд 30. Оказва се, че сред милиардите такива бледи обекти по-голямата част са галактики. Много от тях са отдалечени от нас на разстояния, които светлината изминава за милиарди години. Това означава, че светлината, която е причинила почерняването на плочата, е била излъчена от такава далечна галактика много преди архейския период геоложка историяЗемя!

Спектрите на повечето галактики приличат на слънцето; и в двата случая се наблюдават отделни тъмни абсорбционни линии на доста ярък фон. Това не е неочаквано, тъй като радиацията на галактиките е радиацията на милиардите звезди, които ги съставят, повече или по-малко подобни на Слънцето. Внимателното изследване на спектрите на галактиките преди много години доведе до откритие от фундаментално значение. Факт е, че по естеството на изместването на дължината на вълната на всяка спектрална линия по отношение на лабораторния стандарт може да се определи скоростта на движение на излъчващия източник по линията на зрение. С други думи, възможно е да се определи с каква скорост се приближава или отдалечава източникът.

Това означава, че всички галактики се отдалечават от нас и скоростта на „разширяване“ се увеличава с отдалечаването на галактиките. Достига огромни стойности. Например, скоростта на рецесия на радиогалактика Лебед А, открита от червеното изместване, е близо 17 хиляди км/сек. Дълго време записът принадлежи на много слабата (в оптични лъчи от 20-та величина) радиогалактика 3S 295. През 1960 г. е получен нейният спектър. Оказа се, че добре познатият ултравиолет спектрална линия, принадлежаща на йонизирания кислород, се измества в оранжевата област на спектъра! От тук е лесно да се установи, че скоростта на отдалечаване на тази удивителна звездна система е 138 хиляди км/сек, или почти половината от скоростта на светлината! Радио галактиката 3S 295 е отдалечена от нас на разстояние, което светлината изминава за 5 милиарда години. Така астрономите изследваха светлината, която се излъчваше, когато Слънцето и планетите са се образували, а може би дори „малко“ по-рано... Оттогава са открити много по-далечни обекти.

Наложени върху цялостното разширение на галактичната система са непостоянните скорости на отделните галактики, обикновено няколкостотин километра в секунда. Ето защо най-близките до нас галактики не проявяват систематично червено отместване. В края на краищата, скоростите на произволни (така наречените „специални“) движения за тези галактики са по-големи от нормалната скорост на червено отместване. Последното се увеличава, когато галактиките се отдалечават с приблизително 50 km/s, за всеки милион парсека. Следователно, за галактики, чиито разстояния не надвишават няколко милиона парсека, произволните скорости надвишават скоростта на отдалечаване поради червеното отместване. Сред близките галактики има и такива, които се приближават до нас (например мъглявината Андромеда M 31).

Галактиките не са равномерно разпределени в метагалактичното пространство, т.е. с постоянна плътност. Те показват изразена склонност към образуване на отделни групи или клъстери. По-специално, група от около 20 галактики близо до нас (включително нашата Галактика) образува така наречената „локална система“. На свой ред локална системавключен в голям клъстергалактики, чийто център е в тази част от небето, върху която се проектира съзвездието Дева. Този клъстер има няколко хиляди членове и е сред най-големите. В пространството между клъстерите плътността на галактиките е десетки пъти по-малка, отколкото вътре в клъстерите.

Забележителна е разликата между клъстери от звезди, които образуват галактики и клъстери от галактики. В първия случай разстоянията между членовете на клъстера са огромни в сравнение с размерите на звездите, докато средните разстояния между галактиките в галактическите клъстери са само няколко пъти по-големи от размерите на галактиките. От друга страна, броят на галактиките в куповете не може да се сравни с броя на звездите в галактиките. Ако разглеждаме колекция от галактики като вид газ, където ролята на молекули се играе от отделни галактики, тогава трябва да считаме тази среда за изключително вискозна.

Запознахме се в най-обща форма с основното структурни особеностии с мащаба на Вселената. Това е като замръзнала рамка от нейното развитие. Тя не винаги е била такава, каквато я виждаме сега. Всичко във Вселената се променя: звездите и мъглявините се появяват, развиват се и „умират“, Галактиката се развива по естествен начин, самата структура и мащаб на Метагалактиката се променят.

Стълба към безкрая

Как да определим разстоянието до звездите? Как да разберем, че Алфа Кентавър е на около 4 светлинни години? В края на краищата, не можете да определите много от яркостта на една звезда като такава - яркостта на слаба близка звезда и ярка далечна звезда могат да бъдат еднакви. И все пак има много доста надеждни начини за определяне на разстоянията от Земята до най-отдалечените ъгли на Вселената. В продължение на 4 години работа астрометричният спътник Хипарх определи разстоянията до 118 хиляди звезди SPL

Без значение какво казват физиците за триизмерността, шестизмерността или дори единадесетизмерността на пространството, за астронома наблюдаваната Вселена винаги е двуизмерна. Това, което се случва в Космоса, ни се явява в проекция върху небесната сфера, точно както във филм цялата сложност на живота се проектира върху плосък екран. На екрана можем лесно да различим това, което е далеч от това, което е близо, поради нашето познаване на триизмерния оригинал, но в двуизмерното разпръскване на звезди няма визуална следа, която да ни позволи да го превърнем в триизмерен размерна карта, подходяща за начертаване на курса на междузвезден кораб. Междувременно разстоянията са ключът към почти половината от цялата астрофизика. Как да различим близък без тях мътна звездаотдалеч, но ярък квазар? Само като се знае разстоянието до даден обект, може да се оцени неговата енергия, а оттук има пряк път към разбирането на неговата физическа природа.

Скорошен пример за несигурността на космическите разстояния е проблемът с източниците на гама-лъчи, кратки импулси на твърда радиация, които пристигат на Земята приблизително веднъж на ден от различни посоки. Първоначалните оценки на тяхното разстояние варираха от стотици астрономически единици (десетки светлинни часове) до стотици милиони светлинни години. Съответно разпространението в моделите също беше впечатляващо - от унищожаването на кометите с антиматерия в покрайнините на Слънчевата система до експлозиите на неутронни звезди, разтърсващи цялата Вселена, и раждането на бели дупки. До средата на 90-те години бяха предложени повече от сто различни обяснения за естеството на изблиците на гама лъчи. Сега, след като успяхме да оценим разстоянията до техните източници, остават само два модела.

Но как можете да измерите разстоянието, ако не можете да достигнете обекта нито с линийка, нито с локатор? На помощ идва методът на триангулацията, широко използван в конвенционалната земна геодезия. Избор на сегмент известна дължина- основата, измерваме от нейните краища ъглите, под които се вижда недостъпна по една или друга причина точка и след това прости тригонометрични формули дават необходимото разстояние. Когато се движим от единия край на основата до другия, видимата посока на точката се променя, тя се измества на фона на отдалечени обекти. Това се нарича изместване на паралакса или паралакс. Стойността му е по-малка, колкото по-далеч е обектът, и колкото по-голяма, толкова по-дълга е основата.

За да измерите разстоянията до звездите, трябва да вземете максималната база, достъпна за астрономите, равен на диаметъраземна орбита. Съответното паралактично изместване на звездите в небето (строго погледнато половината от него) започва да се нарича годишен паралакс. Тихо Брахе се опита да го измери, който не хареса идеята на Коперник за въртенето на Земята около Слънцето и реши да го провери - в крайна сметка паралаксите също доказват орбиталното движение на Земята. Направените измервания са с впечатляваща за 16-ти век точност - около една дъгова минута, но това е напълно недостатъчно за измерване на паралакси, което самият Брахе не осъзнава и заключава, че системата на Коперник е неправилна.

Разстоянието до звездните купове се определя чрез метода за напасване на главната последователност

Следващата атака срещу паралакса е направена през 1726 г. от англичанина Джеймс Брадли, бъдещ директор на обсерваторията в Гринуич. Първоначално изглеждаше, че късметът му се усмихна: звездата Гама Драко, избрана за наблюдение, всъщност осцилира около средното си положение в продължение на една година с люлка от 20 дъгови секунди. Посоката на това изместване обаче беше различна от тази, очаквана за паралакси, и Брадли скоро откри правилно обяснение: скоростта на орбитата на Земята се добавя към скоростта на светлината, идваща от звездата, и променя своята видима посока. По същия начин дъждовните капки оставят наклонени следи по прозорците на автобусите. Това явление, наречено годишна аберация, е първото пряко доказателство за движението на Земята около Слънцето, но няма нищо общо с паралаксите.

Само век по-късно точността на гониометричните инструменти достигна необходимото ниво. В края на 30-те години на 19 век, както казва Джон Хершел, „стената, която пречеше на проникването в звездната Вселена, беше пробита почти едновременно на три места“. През 1837 г. Василий Яковлевич Струве (по това време директор на обсерваторията в Дорпат, а по-късно на обсерваторията в Пулково) публикува измерения паралакс на Вега - 0,12 дъгови секунди. На следващата годинаФридрих Вилхелм Бесел съобщава, че паралаксът на звездата 61-ви Лебед е 0,3." А година по-късно шотландският астроном Томас Хендерсън, който работи в южното полукълбо в нос Добра надежда, измерва паралакса в системата Алфа Кентавър - 1,16". По-късно обаче се оказа, че тази стойност е надценена с 1,5 пъти и в цялото небе няма нито една звезда с паралакс повече от 1 дъгова секунда.

За разстояния, измерени по паралактическия метод, е въведена специална единица за дължина - парсек (от parallactic second, pc). Един парсек съдържа 206 265 астрономически единици или 3,26 светлинни години. Именно от това разстояние радиусът на земната орбита (1 астрономическа единица = 149,5 милиона километра) се вижда под ъгъл от 1 секунда. За да определите разстоянието до звезда в парсеци, трябва да разделите едно на нейния паралакс в секунди. Например до най-близката до нас звездна система Алфа Кентавър 1/0,76 = 1,3 парсека или 270 хиляди астрономически единици. Хиляда парсека се наричат килопарсека (kpc), един милион парсека се наричат мегапарсека (Mpc), а един милиард се нарича гигапарсека (Gpc).

Измерването на изключително малки ъгли изискваше техническа сложност и огромно усърдие (Бесел например обработи повече от 400 индивидуални наблюдения на 61-ви Cygnus), но след първия пробив нещата тръгнаха по-лесно. До 1890 г. са измерени паралаксите на вече три дузини звезди и когато фотографията започва да се използва широко в астрономията, прецизното измерване на паралаксите е пуснато в действие. Измерването на паралакса е единственият метод пряка дефиницияразстояния до отделни звезди. Но по време на наземни наблюдения атмосферните смущения не позволяват паралактичният метод да измерва разстояния, по-големи от 100 pc. За Вселената това не е много голяма стойност. („Тук не е далеч, сто парсека“, както каза Громозека.) Когато геометричните методи се провалят, фотометричните методи идват на помощ.

Геометрични записи

През последните години все повече се публикуват резултатите от измерване на разстояния до много компактни източници на радиоизлъчване - мазери. Тяхното излъчване се осъществява в радиообхвата, което прави възможно наблюдението им на радиоинтерферометри, способни да измерват координатите на обекти с микросекундна точност, непостижима в оптичен диапазон, в които се наблюдават звезди. Благодарение на мазерите тригонометричните методи могат да се прилагат не само към далечни обекти в нашата Галактика, но и към други галактики. Например през 2005 г. Андреас Брунталер (Германия) и колегите му определят разстоянието до галактиката M33 (730 kpc), като сравняват ъгловото изместване на мазерите със скоростта на въртене на тази звездна система. Година по-късно Ye Xu (Китай) и неговите колеги използваха класически методпаралакси към „местни“ мазерни източници, за да се измери разстоянието (2 kpc) до един от спиралните ръкави на нашата Галактика. Може би J. Hernsteen (САЩ) и колегите му успяха да напреднат най-далеч през 1999 г. Проследяване на движението на мазери в акреционен диск около черна дупка в ядрото активна галактика NGC 4258, астрономите са установили, че тази система е отдалечена от нас на разстояние от 7,2 Mpc. Днес това е абсолютен рекорд за геометричните методи.

Стандартни астрономически свещи

Колкото по-далеч е източникът на радиация от нас, толкова по-слаб е той. Ако разберете истинската осветеност на даден обект, тогава като я сравните с видимата яркост, можете да намерите разстоянието. Вероятно Хюйгенс е първият, който е приложил тази идея за измерване на разстоянията до звездите. През нощта той наблюдаваше Сириус, а през деня сравняваше блясъка му с малка дупка в екрана, която покриваше Слънцето. Избор на размера на отвора, така че и двете яркости да съвпадат, и сравнение ъглови стойностидупка и слънчевия диск, Хюйгенс заключава, че Сириус е 27 664 пъти по-далеч от нас от Слънцето. Това е 20 пъти по-малко от реалното разстояние. Част от грешката се дължи на факта, че Сириус всъщност е много повече по-ярък от слънцетои отчасти поради трудността при сравняване на блясъка по памет.

Пробивът в областта на фотометричните методи настъпи с появата на фотографията в астрономията. В началото на 20 век обсерваторията на Харвардския колеж извършва мащабна работа за определяне на яркостта на звездите с помощта на фотографски плаки. Специално вниманиебеше даден променливи звезди, чиято яркост варира. Докато изучава променливи звезди от специален клас - цефеиди - в Малкия Магеланов облак, Хенриета Ливит забелязва, че колкото по-ярки са те, толкова по-дълъг периодколебания в тяхната яркост: звездите с период от няколко десетки дни се оказаха около 40 пъти по-ярки от звездите с период от около един ден.

Тъй като всички цефеиди на Левит са били в една и съща звездна система - Малкия Магеланов облак - може да се счита, че са на същото (макар и неизвестно) разстояние от нас. Това означава, че разликата в тяхната привидна яркост е свързана с реални разлики в светимостта. Остава да се определи геометричен методразстояние до една цефеида, за да се калибрира цялата зависимост и чрез измерване на периода да се определи истинската светимост на всяка цефеида, а от нея и разстоянието до звездата и звездната система, която я съдържа.

Но, за съжаление, в близост до Земята няма цефеиди. Най-близката от тях - Полярната звезда - е отдалечена от Слънцето, както сега знаем, с 130 pc, т.е. тя е извън обсега на наземните измервания на паралакса. Това не направи възможно изграждането на мост директно от паралаксите към цефеидите и астрономите трябваше да изградят структура, която сега образно се нарича стълба на разстоянието.

Междинна стъпка към него станаха отворени звездни купове, включително от няколко десетки до стотици звезди, свързани с общо време и място на раждане. Ако начертаете температурата и яркостта на всички звезди в купа, повечето отточки ще паднат върху една наклонена линия (по-точно лента), която се нарича основна последователност. Температурата се определя с висока точност от спектъра на звездата, а осветеността се определя от нейната видима яркост и разстояние. Ако разстоянието е неизвестно, на помощ идва фактът, че всички звезди в клъстера са почти еднакво отдалечени от нас, така че в рамките на клъстера видимата яркост все още може да се използва като мярка за осветеност.

Тъй като звездите са еднакви навсякъде, главните последователности на всички купове трябва да съвпадат. Разликите се дължат само на факта, че са на различно разстояние. Ако определим разстоянието до един от клъстерите с помощта на геометричен метод, ще разберем как изглежда „истинската“ главна последователност и след това, като сравним данните за други клъстери с нея, ще определим разстоянията до тях. Този метод се нарича "напасване на главната последователност". Стандартът за него за дълго времепослужиха за Плеядите и Хиадите, разстоянията до които бяха определени по метода на груповите паралакси.

За щастие на астрофизиците, цефеидите са открити в около две дузини отворени купове. Следователно, чрез измерване на разстоянията до тези клъстери чрез коригиране на основната последователност, е възможно да се „разтегне стълбата“ до цефеидите, които са на третата си стъпка.

Цефеидите са много удобни като индикатор за разстояния: има сравнително много от тях - те могат да бъдат намерени във всяка галактика и дори във всеки кълбовиден куп, и като гигантски звезди, те са достатъчно ярки, за да измерват междугалактическите разстояния от тях. Благодарение на това те са спечелили много гръмки епитети, като „фарове на Вселената“ или „крайъгълни камъни на астрофизиката“. „Линията“ на цефеидите се простира до 20 Mpc, което е около сто пъти размера на нашата Галактика. След това те вече не могат да бъдат разграничени дори с най-мощните съвременни инструменти и за да се изкачите до четвъртото стъпало на стълбата на дистанцията, имате нужда от нещо по-ярко.

МЕТОДИ ЗА ИЗМЕРВАНЕ НА КОСМИЧЕСКИ РАЗСТОЯНИЯ

Към покрайнините на Вселената

Едно от най-мощните измервания на извънгалактично разстояние се основава на модел, известен като съотношението на Тъли-Фишър: колкото по-ярка е една спирална галактика, толкова по-бързо се върти. Когато една галактика се види от ръба или със значителен наклон, половината от нейната материя се приближава до нас поради ротация, а половината се отдалечава, което води до разширяване на спектралните линии поради ефекта на Доплер. От това разширение се определя скоростта на въртене, от него се определя светимостта и след това, от сравнение с видимата яркост, се определя разстоянието до галактиката. И, разбира се, за да калибрираме този метод, имаме нужда от галактики, чиито разстояния вече са измерени с помощта на цефеиди. Методът Tully-Fisher е много дългообхватен и обхваща галактики на стотици мегапарсеци от нас, но също така има ограничение, тъй като не е възможно да се получат достатъчно висококачествени спектри за галактики, които са твърде далечни и бледи.

На малко по-голям диапазон от разстояния, друг „ стандартна свещ„Свръхнови от тип Ia. Изблиците на такива свръхнови са "еднотипни" термоядрени експлозии на бели джуджета с маса малко над критичната маса (1,4 слънчеви маси). Следователно няма причина те да се различават значително по мощност. Наблюденията на такива свръхнови в близките галактики, разстоянията до които могат да бъдат определени от цефеидите, изглежда потвърждават това постоянство и следователно космическите термоядрени експлозии сега се използват широко за определяне на разстоянията. Те са видими дори на милиарди парсеци от нас, но никога не се знае разстоянието до коя галактика ще бъде измерено, защото не се знае предварително къде точно ще избухне следващата супернова.

Засега само един метод ни позволява да се придвижим още по-далеч - червеното отместване. Неговата история, подобно на историята на цефеидите, започва едновременно с 20 век. През 1915 г. американецът Весто Слайфър, изучавайки спектрите на галактиките, забелязва, че в повечето от тях линиите са изместени в червено спрямо „лабораторната“ позиция. През 1924 г. германецът Карл Вирц забеляза, че това изместване е толкова по-силно, колкото по-малки са ъгловите размери на галактиката. Въпреки това, само Едуин Хъбъл успя да събере тези данни в една снимка през 1929 г. Според ефекта на Доплер, червеното изместване на линиите в спектъра означава, че обектът се отдалечава от нас. Като сравнява спектрите на галактиките с разстоянията до тях, определени от цефеидите, Хъбъл формулира закон: скоростта, с която една галактика се отдалечава, е пропорционална на разстоянието до нея. Коефициентът на пропорционалност в тази зависимост се нарича константа на Хъбъл.

Така беше открито разширяването на Вселената, а с него и възможността да се определят разстоянията до галактиките от техните спектри, разбира се, при условие че константата на Хъбъл е свързана с някои други „владетели“. Самият Хъбъл извърши това подравняване с грешка от почти един порядък, която беше коригирана едва в средата на 40-те години на миналия век, когато стана ясно, че цефеидите се разделят на няколко типа с различни отношения период-светимост. Калибрирането беше извършено отново на базата на „класически“ цефеиди и едва тогава стойността на константата на Хъбъл стана близка до съвременни оценки: 50-100 km/s за всеки мегапарсек разстояние до галактиката.

Сега червеното отместване се използва за определяне на разстояния до галактики на хиляди мегапарсеки от нас. Вярно е, че тези разстояния са посочени в мегапарсеци само в популярни статии. Факт е, че те зависят от модела на еволюцията на Вселената, възприет в изчисленията, и освен това при разширяване на пространството не е съвсем ясно какво разстояние се има предвид: това, на което се е намирала галактиката в момента на излъчване на радиация , или това, на което се намира в момента на приемането си на Земята, или разстоянието, изминато от светлината по пътя й от началната до крайната точка. Ето защо астрономите предпочитат да посочват само пряко наблюдаваната стойност на червеното отместване за отдалечени обекти, без да я превръщат в мегапарсеки.

Червените премествания са единственият метод днес за оценка на „космологичните“ разстояния, сравними с „размера на Вселената“, и в същото време е може би най- масова технология. През юли 2007 г. беше публикуван каталог на червените отмествания на 77 418 767 галактики. Вярно е, че при създаването му е използван донякъде опростен автоматичен метод за анализ на спектрите и следователно грешките могат да се промъкнат в някои стойности.

Отборна игра

Геометричните методи за измерване на разстояния не завършват с годишния паралакс, при който видимите ъглови премествания на звездите се сравняват с движенията на Земята по нейната орбита. Друг подход разчита на движението на Слънцето и звездите една спрямо друга. Нека си представим звезден куп, който лети покрай Слънцето. Според законите на перспективата видимите траектории на неговите звезди, като релси на хоризонта, се събират в една точка - радианта. Неговата позиция показва под какъв ъгъл клъстерът лети спрямо линията на видимост. Познавайки този ъгъл, можем да разложим движението на звездния куп на две компоненти - по линията на видимост и перпендикулярно на нея по небесна сфера- и определете пропорцията между тях. Радиалната скорост на звездите в километри в секунда се измерва с помощта на ефекта на Доплер и, като се вземе предвид намерената пропорция, се изчислява проекцията на скоростта върху небето - също в километри в секунда. Остава да ги сравним линейни скоростизвезди с ъглови ъгли, определени от резултатите от дългосрочни наблюдения - и разстоянието ще бъде известно! Този метод работи до няколкостотин парсека, но е приложим само за звездни купове и затова се нарича метод на груповия паралакс. Така за първи път са измерени разстоянията до Хиадите и Плеядите.

Надолу по стълбите, водещи нагоре

Докато строяхме нашата стълба към покрайнините на Вселената, премълчахме основата, върху която се крепи. Междувременно методът на паралакса дава разстоянието не в стандартни метри, а в астрономически единици, тоест в радиусите на земната орбита, чиято стойност също не е определена веднага. Така че нека погледнем назад и да се спуснем по стълбата на космическите разстояния до Земята.

Вероятно първият, който се опита да определи разстоянието до Слънцето, беше Аристарх от Самос, който предложи хелиоцентрична системасвят една и половина хиляди години преди Коперник. Той установи, че Слънцето е 20 пъти по-далече от нас от Луната. Тази оценка, както сега знаем, беше подценена с коефициент 20 и продължи до ерата на Кеплер. Въпреки че самият той не измерва астрономическата единица, той вече отбелязва, че Слънцето трябва да е много по-далеч, отколкото Аристарх (и след него всички други астрономи) смятат.

Първата повече или по-малко приемлива оценка на разстоянието от Земята до Слънцето е получена от Жан Доминик Касини и Жан Рише. През 1672 г., по време на опозицията на Марс, те измерват позицията му на фона на звездите от Париж (Касини) и Кайен (Ришет). Разстоянието от Франция до Френска Гвиана послужи като основа на паралактичен триъгълник, от който те определиха разстоянието до Марс и след това изчислиха астрономическата единица, използвайки уравненията на небесната механика, като получиха стойност от 140 милиона километра.

През следващите два века преминаването на Венера през слънчевия диск се превърна в основен инструмент за определяне на мащаба на слънчевата система. Гледайки ги едновременно от различни точки глобус, можете да изчислите разстоянието от Земята до Венера, а от тук и всички други разстояния в Слънчевата система. През 18-19 век това явление е наблюдавано четири пъти: през 1761, 1769, 1874 и 1882 г. Тези наблюдения се превърнаха в един от първите международни научни проекти. Оборудвани са мащабни експедиции (английската експедиция от 1769 г. е ръководена от известния Джеймс Кук), създадени са специални наблюдателни станции... И ако през края на XVIIIвек Русия само е предоставила на френски учени възможността да наблюдават преминаването от нейна територия (от Тоболск), след което през 1874 и 1882 г. руски учени вече са взели активно участие в изследванията. За съжаление изключителната сложност на наблюденията доведе до значителни разминавания в оценките на астрономическата единица – от приблизително 147 до 153 милиона километра. По-надеждна стойност - 149,5 милиона километра - беше получена едва в началото на 19-20 век от наблюдения на астероиди. И накрая, трябва да се има предвид, че резултатите от всички тези измервания се основават на познаването на дължината на основата, която е радиусът на Земята при измерване на астрономическата единица. Така че в крайна сметка основата на стълбата на космическото разстояние е положена от геодезисти.

Едва през втората половина на 20 век учените разполагат с принципно нови методи за определяне на космическите разстояния - лазерни и радарни. Те позволиха да се повиши точността на измерванията в Слънчевата система стотици хиляди пъти. Радарната грешка за Марс и Венера е няколко метра, а разстоянието до ъгловите отражатели, монтирани на Луната, се измерва с точност до сантиметри. В момента приетата стойност на астрономическата единица е 149 597 870 691 метра.

Трудната съдба на "Хипарх"

Такъв радикален напредък в измерването на астрономическата единица повдигна въпроса за разстоянията до звездите по нов начин. Точността на определяне на паралакса е ограничена от земната атмосфера. Затова още през 60-те години на миналия век възниква идеята за изстрелване на гониометър в космоса. Реализира се през 1989 г. с изстрелването на европейския астрометричен спътник Хипарх. Това име е установен, макар и формално не съвсем правилен превод английско име HIPPARCOS, което е съкращение от High Precision Parallax Collecting Satellite („сателит за събиране на паралакси с висока точност“) и не съвпада с английското изписване на името на известния древногръцки астроном Хипарх, автор на първия звезден каталог. .

Създателите на спътника си поставиха много амбициозна задача: да измерят паралаксите на повече от 100 хиляди звезди с точност до милисекунди, тоест да „достигнат“ звезди, разположени на стотици парсеци от Земята. Беше необходимо да се изяснят разстоянията до няколко отворени звездни купове, по-специално Хиадите и Плеядите. Но най-важното е, че стана възможно да се „прескочи стъпалото“ чрез директно измерване на разстоянията до самите цефеиди.

Експедицията започна с проблеми. Поради повреда в горния етап, Hipparchus не достигна проектната си цел. геостационарна орбитаи остана на междинна, силно удължена траектория. Специалистите на Европейската космическа агенция все пак успяха да се справят със ситуацията и орбиталният астрометричен телескоп работи успешно в продължение на 4 години. Обработката на резултатите отне същото време и през 1997 г. беше публикуван звезден каталог с паралакси и собствени движения на 118 218 светила, включително около двеста цефеиди.

За съжаление, по редица въпроси не се стигна до желаната яснота. Най-неразбираемият резултат беше за Плеядите - предполагаше се, че Хипарх ще изясни разстоянието, което преди беше оценено на 130-135 парсека, но на практика се оказа, че Хипарх го коригира, получавайки стойност от само 118 парсека. Приемането на нова стойност би изисквало корекции както на теорията за звездната еволюция, така и на скалата на междугалактичното разстояние. Това ще се превърне в сериозен проблем за астрофизиката и разстоянието до Плеядите започва внимателно да се проверява. До 2004 г. няколко групи, използвайки независими методи, получиха оценки на разстоянието до клъстера в диапазона от 132 до 139 pc. Започнаха да се чуват обидни гласове, които предполагаха, че последствията от поставянето на спътника в грешна орбита не са напълно елиминирани. Така всички паралакси, които той измерва, са поставени под въпрос.

Екипът на Hipparchus беше принуден да признае, че резултатите от измерванията като цяло са точни, но може да се наложи да бъдат обработени повторно. Факт е, че в космическата астрометрия паралаксите не се измерват директно. Вместо това Хипарх измерва ъглите между множество двойки звезди в продължение на четири години. Тези ъгли се променят както поради паралактично изместване, така и поради собствените движения на звездите в пространството. За да "извадите" точно стойностите на паралакса от наблюденията, е необходима доста сложна математическа обработка. Ето това трябваше да повторя. Новите резултати бяха публикувани в края на септември 2007 г., но все още не е ясно доколко ситуацията се е подобрила.

Но проблемите на "Хипарх" не свършват дотук. Паралаксите на цефеидите, които той определи, се оказаха недостатъчно точни за надеждно калибриране на връзката период-светимост. Така спътникът не успя да реши втората задача, която стоеше пред него. Ето защо сега се обмислят няколко нови проекта за космическа астрометрия по света. Най-близо до реализация е европейският проект Gaia, който е планиран да стартира през 2012 г. Принципът му на действие е същият като този на "Хипарх" - повтарящи се измервания на ъгли между двойки звезди. Въпреки това, благодарение на мощната оптика, той ще може да наблюдава много по-тъмни обекти, а използването на интерферометрия ще увеличи точността на измерване на ъгли до десетки микроарксекунди. Предполага се, че Gaia ще може да измерва килопарсекови разстояния с грешка не повече от 20% и ще определя позициите на около един милиард обекта за няколко години работа. Това ще създаде триизмерна карта на значителна част от Галактиката.

Вселената на Аристотел завършва на девет разстояния от Земята до Слънцето. Коперник вярва, че звездите са 1000 пъти по-далеч от Слънцето. Паралаксите избутаха дори най-близките звезди на светлинни години. В самото начало на 20 век американският астроном Харлоу Шепли, използвайки цефеиди, установи, че диаметърът на Галактиката (която той идентифицира с Вселената) се измерва в десетки хиляди светлинни години и благодарение на Хъбъл границите на Вселената се разшири до няколко гигапарсека. Колко категорични са те?

Разбира се, на всяко стъпало от стълбата на разстоянието има по-големи или по-малки грешки, но като цяло мащабите на Вселената са определени доста добре, тествани с различни методи, независими един от друг и образуват единна последователна картина. Така модерни границиВселената изглежда непоклатима. Това обаче не означава, че един ден няма да искаме да измерим разстоянието от него до някоя съседна Вселена!

Шкловски I.S., Дмитрий Вибе. Земя (Сол III).

По материали от: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Шкловски И.С. „Вселена, живот, ум“ / Изд. Н. С. Кардашев и В. И. Мороз - 6 изд.

Мащабът на Вселената и нейната структура

Авторът на тази книга се е занимавал доста, например със слънчевата корона и галактиката. И винаги са му изглеждали като сфероидни тела с неправилна форма с приблизително еднакъв размер - нещо около 10 см... Защо 10 см? Този образ възниква подсъзнателно, просто защото твърде често, докато размишлява върху един или друг въпрос на слънчевата или галактическата физика, авторът рисува очертанията на обектите на своите мисли в обикновена тетрадка (в кутия). Рисувах, опитвайки се да се придържам към мащаба на явленията. По един много интересен въпрос, например, беше възможно да се направи интересна аналогия между слънчевата корона и Галактиката (или по-скоро така наречената галактическа корона). Разбира се, авторът на тази книга знаеше много добре, така да се каже, интелектуално, че размерите на галактическата корона са стотици милиарди пъти по-големи от размерите на слънчевата корона. Но той спокойно забрави за това. И ако в редица случаи големите размери на галактическата корона са придобивали някакво фундаментално значение (и това се е случвало), това е било отчетено формално и математически. И въпреки това визуално и двете корони изглеждаха еднакво малки...

Нека читателят ми прости това лирично отклонение. Не се съмнявам, че и други астрономи са имали подобни мисли, докато са решавали проблемите си. Струва ми се, че понякога е полезно да се запознаем по-добре с кухнята на научната работа...

Ако искаме да обсъдим на страниците на тази книга вълнуващи въпросиотносно възможността за интелигентен живот във Вселената, тогава на първо място ще е необходимо да се формира правилна представа за нейния пространствено-времеви мащаб. До сравнително скоро земното кълбо изглеждаше огромно за хората. На смелите спътници на Магелан им отне повече от три години, за да направят първото си околосветско пътешествие преди 465 години, с цената на невероятни трудности. Изминаха малко повече от 100 години от времето, когато находчивият герой от научнофантастичния роман на Жул Верн, използвайки най-новите технологични постижения на времето, обиколи света за 80 дни. И само 26 години са изминали от онези паметни дни за цялото човечество, когато първият съветски космонавт Гагарин обиколи земното кълбо на легендарния космически кораб "Восток" за 89 минути. И мислите на хората неволно се насочиха към необятните пространства на космоса, в които беше изгубена малката планета Земя ...

Нашата Земя е една от планетите в Слънчевата система. В сравнение с други планети, тя се намира доста близо до Слънцето, въпреки че не е най-близо. Средното разстояние от Слънцето до Плутон, най-отдалечената планета в Слънчевата система, е 40 пъти по-голямо от средното разстояние от Земята до Слънцето. В момента не е известно дали в Слънчевата система има планети, които са дори по-отдалечени от Слънцето от Плутон. Може само да се каже, че ако такива планети съществуват, те са относително малки. Условно размерът на Слънчевата система може да се приеме за 50-100 астрономически единици*, или около 10 милиарда километра.

В нашия земен мащаб това е много голяма стойност, приблизително 1 милион по-голяма от диаметъра на Земята.

Тази мерна единица (както и сантиметър, инч и т.н.) възниква от нуждите практически дейностичовечеството на Земята. Той е напълно неподходящ за оценка на космически разстояния, които са твърде големи в сравнение с километър.

В популярната литература, а понякога и в научната литература, светлинната година се използва като мерна единица за оценка на междузвездните и междугалактическите разстояния. Това е разстоянието, което светлината, движеща се със скорост 300 хиляди км/сек, изминава за една година. Лесно се вижда, че една светлинна година е равна на 9,46 × 1012 km, или около 10 000 милиарда km.

В научната литература специална единица, наречена парсек, обикновено се използва за измерване на междузвездни и междугалактически разстояния;

Но звездите около Слънцето и самото Слънце представляват незначителна част от гигантската група от звезди и мъглявини, наречена Галактика. Виждаме този куп звезди в ясни безлунни нощи като ивица от Млечния път, пресичаща небето. Галактиката има доста сложна структура. В първото, най-грубо приближение, можем да приемем, че звездите и мъглявините, от които се състои, изпълват обем, оформен като силно компресиран елипсоид на въртене. Често в популярната литература формата на Галактиката се сравнява с двойноизпъкнала леща. В действителност всичко е много по-сложно и нарисуваната картина е твърде груба. Всъщност се оказва, че различните видове звезди се концентрират по напълно различни начини към центъра на Галактиката и към нейната екваториална равнина. Например, газовите мъглявини, както и много горещите масивни звезди, са силно концентрирани към екваториалната равнина на Галактиката (в небето тази равнина съответства на голям кръг, преминаващ през централните части на Млечния път). В същото време те не показват значителна концентрация към галактическия център. От друга страна, някои видове звезди и звездни купове (нар кълбовидни купове, ориз. 2) почти не се открива концентрация към екваториалната равнина на Галактиката, но се характеризират с огромна концентрация към нейния център. Между тези два крайни типа пространствено разпределение (което астрономите наричат плоско и сферично) лежат всички междинни случаи. Оказва се обаче, че по-голямата част от звездите в Галактиката са разположени в гигантски диск, чийто диаметър е около 100 хиляди светлинни години, а дебелината е около 1500 светлинни години. Този диск съдържа малко повече от 150 милиарда звезди от различни видове. Нашето Слънце е една от тези звезди, разположена в периферията на Галактиката близо до нейната екваториална равнина (по-точно само на разстояние от около 30 светлинни години - стойност, доста малка в сравнение с дебелината на звездния диск).

Разстоянието от Слънцето до ядрото на Галактиката (или нейния център) е около 30 хиляди светлинни години. Звездната плътност в Галактиката е много неравномерна. Най-висока е в района на галактическото ядро, където по последни данни достига 2 хиляди звезди на кубичен парсек, което е почти 20 хиляди пъти повече от средната звездна плътност в околностите на Слънцето***. Освен това звездите са склонни да образуват отделни групи или купове. Добър пример за такъв клъстер са Плеядите, които се виждат в нашето зимно небе (Фигура 3).

Галактиката също така съдържа структурни детайли в много по-голям мащаб. Изследванията през последните години доказаха, че мъглявините, както и горещите масивни звезди, са разпределени по клоновете на спиралата. Спиралната структура е особено ясно видима в други звездни системи - галактики (с малка буква, за разлика от нашата звездна система - Галактики). Една от тези галактики е показана на фиг. 4. Установяването на спиралната структура на Галактиката, в която ние самите се намираме, се оказа изключително трудно.

Скоростта на движение на Слънцето и съседните му звезди по техните почти кръгови галактически орбити достига 250 km/s****. Върху това редовно движение около галактическото ядро се наслагват хаотичните, безредни движения на звездите. Скоростите на такива движения са много по-ниски - около 10-50 km/s, и са различни за обекти от различни видове. Скоростите са най-ниски за горещите масивни звезди (6-8 km/s), а за звездите от слънчев тип са около 20 km/s. Колкото по-ниски са тези скорости, толкова по-плоско е разпределението на даден тип звезда.

В мащаба, който използвахме за визуално представяне на Слънчевата система, размерът на Галактиката ще бъде 60 милиона км - стойност, която вече е доста близка до разстоянието от Земята до Слънцето. Оттук става ясно, че докато навлизаме във все по-отдалечени региони на Вселената, този мащаб вече не е подходящ, тъй като губи яснота. Затова ще вземем различен мащаб. Нека мислено намалим земната орбита до размера на най-вътрешната орбита на водороден атом в класически моделБора. Нека припомним, че радиусът на тази орбита е 0,53 × 10-8 см. Тогава най-близката звезда ще бъде на разстояние приблизително 0,014 мм, центърът на Галактиката ще бъде на разстояние около 10 см, а размерите на нашата звездна система ще бъде около 35 см. Диаметърът на Слънцето ще бъде с микроскопични размери: 0,0046 А (ангстрьом единица за дължина, равна на 10-8 см).

Вече подчертахме, че звездите са разположени на огромни разстояния една от друга и по този начин са практически изолирани. По-специално това означава, че звездите почти никога не се сблъскват една с друга, въпреки че движението на всяка от тях се определя от гравитационното поле, създадено от всички звезди в Галактиката. Ако разглеждаме Галактиката като определена област, пълна с газ, а ролята на газови молекули и атоми играят звезди, тогава трябва да считаме този газ за изключително разреден. В близост до Слънцето средното разстояние между звездите е около 10 милиона пъти по-голямо от средния диаметър на звездите. Междувременно при нормални условия в обикновен въздух средното разстояние между молекулите е само няколко десетки пъти по-голямо от размера на последния. За да се постигне същата степен на относително разреждане, плътността на въздуха трябва да се намали най-малко 1018 пъти! Обърнете внимание обаче, че в централната област на Галактиката, където плътността на звездите е относително висока, от време на време ще се случват сблъсъци между звезди. Тук трябва да очакваме приблизително един сблъсък на всеки милион години, докато в нормалните райони на Галактиката практически не е имало сблъсъци между звезди в цялата история на еволюцията на нашата звездна система, която е най-малко на 10 милиарда години (виж Глава 9 ).

Очертахме накратко мащаба и най-общата структура на звездната система, към която принадлежи нашето Слънце. В същото време изобщо не бяха разгледани методите, с помощта на които в продължение на много години няколко поколения астрономи стъпка по стъпка пресъздадоха величествена картина на структурата на Галактиката. Това важен въпросдруги книги са посветени, към които препращаме заинтересованите читатели (например Б. А. Воронцов-Велямов „Очерци за Вселената“, Ю. Н. Ефремов „В дълбините на Вселената“). Нашата задача е да дадем само най-обща картина на устройството и развитието на отделните обекти във Вселената. Тази картина е абсолютно необходима за разбирането на тази книга.

Вече няколко десетилетия астрономите упорито изучават други звездни системи, които са повече или по-малко подобни на нашата. Тази област на изследване се нарича извънгалактична астрономия. Сега тя играе почти водеща роля в астрономията. През последните три десетилетия извънгалактичната астрономия постигна удивителен напредък. Малко по малко започнаха да се очертават грандиозните контури на Метагалактиката, от която нашата звездна система е включена като малка частица. Все още не знаем всичко за Метагалактиката. Огромната отдалеченост на обектите създава много специфични трудности, които се решават чрез използването на най-мощните средства за наблюдение в комбинация със задълбочени теоретични изследвания. И все пак общата структура на Метагалактиката до голяма степен стана ясна през последните години.

Можем да определим Метагалактика като колекция от звездни системи - галактики, движещи се в обширните пространства на частта от Вселената, която наблюдаваме. Най-близките до нашата звездна система галактики са известните Магеланови облаци, ясно видими в небето на южното полукълбо като две големи петна с приблизително същата повърхностна яркост като Млечния път. Разстоянието до Магелановите облаци е само около 200 хиляди светлинни години, което е доста сравнимо с общия обхват на нашата Галактика. Друга близка до нас галактика е мъглявината в съзвездието Андромеда. Вижда се с невъоръжено око като слаба петна светлина от 5-та звездна величина*****.

Всъщност това е огромен звезден свят, по отношение на броя на звездите и общата маса три пъти по-голям от нашата Галактика, която от своя страна е гигант сред галактиките. Разстоянието до мъглявината Андромеда, или, както я наричат астрономите, M 31 (това означава, че в добре известния каталог на мъглявините на Месие тя е посочена като № 31) е около 1800 хиляди светлинни години, което е около 20 пъти размера на Галактиката. Мъглявината M 31 има ясно дефинирана спирална структура и в много от характеристиките си е много подобна на нашата Галактика. До него са малките му елипсовидни спътници (фиг. 5). На фиг. Фигура 6 показва снимки на няколко сравнително близо до нас галактики. Привлича вниманието голямо разнообразиетехните форми. Заедно със спиралните системи (такива галактики се обозначават със символите Sа, Sb и Sс в зависимост от характера на развитието на спиралната структура; ако има мост, преминаващ през ядрото (фиг. 6а), буквата B се поставя след буквата S), има сфероидни и елипсовидни, лишени от следи от спирална структура, както и неправилни галактики, добър пример за които са Магелановите облаци.

Огромен брой галактики се наблюдават в големи телескопи. Ако има около 250 галактики, по-ярки от видимата 12-та звездна величина, тогава вече има около 50 хиляди по-ярки от 16. Най-слабите обекти, които могат да бъдат снимани на границата с рефлекторен телескоп с диаметър на огледалото 5 m, са 24,5-та величина . Оказва се, че сред милиардите такива бледи обекти по-голямата част са галактики. Много от тях са отдалечени от нас на разстояния, които светлината изминава за милиарди години. Това означава, че светлината, която е причинила почерняването на плочата, е била излъчена от такава далечна галактика много преди архейския период от геоложката история на Земята!

Понякога сред галактиките се натъквате на удивителни обекти, като например радиогалактики. Това са звездни системи, които излъчват огромно количество енергия в радиообхвата. За някои радиогалактики потокът на радиоизлъчването е няколко пъти по-висок от потока на оптичното лъчение, въпреки че в оптичния диапазон тяхната светимост е много висока - няколко пъти по-голяма от общата светимост на нашата Галактика. Нека припомним, че последното се състои от излъчването на стотици милиарди звезди, много от които на свой ред излъчват значително по-силен от слънцето. Класически примертакава радиогалактика е известният обект Cygnus A. В оптичния диапазон това са две незначителни светлинни петна от 17-та величина (фиг. 7). Всъщност тяхната яркост е много висока, около 10 пъти по-голяма от тази на нашата Галактика. Тази система изглежда слаба, защото се намира на огромно разстояние от нас - 600 милиона светлинни години. Въпреки това, потокът от радиоизлъчване от Лебед А на метрови вълни е толкова голям, че дори надвишава потока от радиоизлъчване от Слънцето (през периоди, когато на Слънцето няма слънчеви петна). Но Слънцето е много близо - разстоянието до него е само 8 светлинни минути; 600 милиона години - и 8 минути! Но радиационните потоци, както е известно, са обратно пропорционални на квадратите на разстоянията!

Ако източникът на светлина се приближи, спектралните линии се изместват към по-къси дължини на вълните; ако се отдалечи, към по-дълги. Това явление се нарича ефект на Доплер. Оказа се, че галактиките (с изключение на няколко, които са най-близо до нас) имат спектрални линии винаги изместени към дълговълновата част на спектъра (червено изместване на линиите), като големината на това изместване е по-голяма, колкото по-далеч галактиката е от нас.

Това означава, че всички галактики се отдалечават от нас и скоростта на разширяване се увеличава с отдалечаването на галактиките. Достига огромни стойности. Например, скоростта на рецесия на радиогалактика Лебед А, открита от червеното изместване, е близо 17 хиляди км/сек. Преди двадесет и пет години рекордът принадлежеше на много слабата (в оптични лъчи от 20-та величина) радиогалактика 3S 295. През 1960 г. беше получен нейният спектър. Оказа се, че добре познатата ултравиолетова спектрална линия, принадлежаща на йонизирания кислород, е изместена към оранжевата област на спектъра! От тук е лесно да се установи, че скоростта на отдалечаване на тази удивителна звездна система е 138 хиляди км/сек, или почти половината от скоростта на светлината! Радио галактиката 3S 295 е отдалечена от нас на разстояние, което светлината изминава за 5 милиарда години. Така астрономите са изследвали светлината, която е била излъчвана, когато са се образували Слънцето и планетите, а може би дори малко по-рано... Оттогава са открити още по-далечни обекти (Глава 6).

Причини за разширяване на системата, състояща се от голямо количествогалактики, няма да засягаме тук. Това сложен въпросе предмет на съвременната космология. Въпреки това, самият факт на разширяването на Вселената има голямо значениеда се анализира развитието на живота в него (глава 7).

Наложени върху цялостното разширение на галактичната система са непостоянните скорости на отделните галактики, обикновено няколкостотин километра в секунда. Ето защо най-близките до нас галактики не проявяват систематично червено отместване. В края на краищата скоростите на произволни (така наречените пекулярни) движения за тези галактики са по-големи от нормалната скорост на червено отместване. Последното се увеличава, когато галактиките се отдалечават с приблизително 50 km/s, за всеки милион парсека. Следователно, за галактики, чиито разстояния не надвишават няколко милиона парсека, произволните скорости надвишават скоростта на отдалечаване поради червеното отместване. Сред близките галактики има и такива, които се приближават до нас (например мъглявината Андромеда M 31).

Галактиките не са равномерно разпределени в метагалактичното пространство, т.е. с постоянна плътност. Те показват изразена склонност към образуване на отделни групи или клъстери. По-специално, група от около 20 галактики близо до нас (включително нашата Галактика) образува така наречената локална система. От своя страна локалната система е част от голям куп галактики, чийто център е в онази част от небето, върху която е проектирано съзвездието Дева. Този клъстер има няколко хиляди членове и е сред най-големите. На фиг. 8 показва снимка известен клъстергалактики в съзвездието Corona Borealis, което съдържа стотици галактики. В пространството между клъстерите плътността на галактиките е десетки пъти по-малка, отколкото вътре в клъстерите.

Мащаб на Вселената

Звездни системи

Знаете, че нашата Земя с нейните планети, други планети и техните спътници, комети и малки планети се въртят около Слънцето, че всички тези тела съставляват Слънчевата система. От своя страна Слънцето и всички други звезди, видими в небето, са част от огромна звездна система - нашата Галактика. Звездата, която е най-близо до Слънчевата система, е толкова далеч, че светлината, която се движи със скорост от 300 000 km/s, отнема повече от Четири години. Звездите са най-често срещаният тип небесно тяло; само в нашата Галактика има повече от едно няколкостотин милиарда. Обемът, зает от тази звездна система, е толкова голям, че светлината може да премине само през него 100 хиляди години.

Основните структурни единици на Вселената са "звездни острови" - подобни на нашите. Един от тях се намира в съзвездието Андромеда. Това е гигантска галактика, подобна по структура на нашата и състояща се от стотици милиарди звезди. Светлина от нея до Земята идваПовече ▼ 2 милиона години.Галактиката Андромеда, заедно с нашата Галактика и няколко други галактики с по-малка маса, образуват т.нар. Местна група . Някои от звездните системи от тази група, включително Големия и Малкия Магеланов облак, галактики в съзвездията Скулптор, Малка мечка, Дракон и Орион, са спътници на нашата Галактика. Заедно с него те се въртят около общ център на масата. Това е местоположението и движението на галактиките, което определя структурата и структурата на Вселената като цяло.

Галактиките са толкова далеч една от друга, че само трите най-близки могат да се видят с невъоръжено око: две в южното полукълбо - Голям Магеланов облак, Малък Магеланов облак, а от север има само един - Мъглявината на Андромеда.

Галактика джудже в съзвездието Стрелец- най-близо до. Тази малка галактика е толкова близо, че Млечният път сякаш я поглъща. Галактиката Стрелец се намира на 80 хиляди светлинни години от Слънцето и на 52 хиляди светлинни години от центъра на Млечния път. Следващата най-близка до нас галактика е Големият магеланов облак, разположен на 170 хиляди светлинни години. До 1994 г., когато е открит галактика джуджев съзвездието Стрелец се смяташе, че най-близката галактика е Големият магеланов облак.

Галактиката джудже Стрелец първоначално е била сфера с диаметър приблизително 1000 светлинни години. Но сега формата й е изкривена от гравитацията на Млечния път и галактиката се е простирала на дължина 10 хиляди светлинни години. Няколко милиона звезди, които принадлежат на джуджето в Стрелец, сега са разпръснати из съзвездието Стрелец. Следователно, ако просто погледнете небето, звездите на тази галактика не могат да бъдат разграничени от звездите на нашата собствена Галактика.

Космически разстояния

От най-отдалечените галактики светлината достига Земята през 10 милиарда години. Значителна част от материята на звездите и галактиките се намира в условия, които не могат да бъдат създадени в земните лаборатории. всичко пространствозапълнена електромагнитно излъчване, гравитационни и магнитни полета, между звездите в галактиките и между галактиките има много разредена материя под формата на газ, прах, отделни молекули, атоми и йони, атомни ядра и елементарни частици. Както знаете, разстоянието до най-близкото до Земята небесно тяло, Луната, е приблизително 400 000 км. Най-отдалечените обекти се намират на разстояние от нас, което е повече от 10 пъти по-голямо от разстоянието до Луната. Нека се опитаме да си представим размерите на небесните тела и разстоянията между тях във Вселената, като използваме добре познат модел - училищния глобус на Земята, който е 50 милиона пъти по-малък от нашата планета. В този случай трябва да изобразим Луната като топка с диаметър приблизително 7 см, разположена на разстояние от земното кълбо около 7,5 м. Моделът на Слънцето ще има диаметър 28 м и ще бъде на разстояние от 3 км, а моделът на Плутон – най-отдалечената планета в Слънчевата система – ще бъде отстранен на 120 км от нас. Най-близката до нас звезда в този мащаб на модела ще се намира на разстояние приблизително 800 000 км, т.е. 2 пъти по-далеч от Луната. Размерът на нашата Галактика ще се свие приблизително до размера на Слънчевата система, но най-отдалечените звезди все още ще бъдат разположени извън нея.

Тъй като всички галактики се отдалечават от нас, човек не може да не остане с впечатлението, че нашата Галактика е в центъра на разширяването, в неподвижната централна точка на разширяващата се Вселена. В действителност имаме работа с една от астрономическите илюзии. Разширяването на Вселената става по такъв начин, че в нея няма „преобладаваща“ фиксирана точка. Които и две галактики да изберем, разстоянието между тях ще се увеличава с времето. Това означава, че независимо в коя галактика се намира наблюдателят, той също ще види картина на разпръснати звездни острови, подобна на тази, която виждаме ние.

Местна групасъс скорост от няколкостотин километра в секунда, тя се движи към друг клъстер от галактики в съзвездието Дева. Клъстерът Дева е центърът на още повече гигантска системазвездни острови - Суперкупове от галактики, която включва Местната група заедно с нашата Галактика. Според данните от наблюденията суперкуповете включват над 90% от всички съществуващи галактики и заемат около 10% от общия обем на пространството в нашата Вселена. Свръхкуповете имат маса от порядъка на 10 15 слънчеви маси. Съвременни средстваКолосална област от космоса с радиус около 10-12 милиарда светлинни години е достъпна за астрономически изследвания. В тази област, според съвременните оценки, има 10 10 галактики. Тяхната съвкупност се наричаше Метагалактики.

И така, ние живеем в нестационарна, разширяваща се Вселена, която се променя във времето и чието минало не е идентично с настоящото състояние, а модерното не е идентично с бъдещето си.

Уважаеми посетители!

Вашата работа е деактивирана JavaScript. Моля, активирайте скриптове във вашия браузър и ще ви се отвори пълната функционалност на сайта!

20. Радиовръзки между цивилизации, разположени на различни планетарни системи

21. Възможност за междузвездна комуникация чрез оптични методи

22. Комуникация с извънземни цивилизации с помощта на автоматични сонди

23. Вероятностно-теоретичен анализ на междузвездните радиокомуникации. Характер на сигналите

24. За възможността за преки контакти между извънземни цивилизации

25. Бележки за темповете и характера на технологичното развитие на човечеството

II. Възможна ли е комуникацията с интелигентни същества на други планети?

Първа част АСТРОНОМИЧЕСКИ АСПЕКТ НА ПРОБЛЕМА

1. Мащабът на Вселената и нейната структура Ако професионалните астрономи непрекъснато и осезаемо си представяха чудовищната величина на космическите разстояния и интервали от време на еволюцията на небесните тела, малко вероятно е те да могат успешно да развият науката, на която са посветили живота си. Пространствено-времевите мащаби, познати ни от детството, са толкова незначителни в сравнение с космическите, че когато става въпрос за съзнанието, буквално спира дъха. Когато се занимава с някакъв проблем в космоса, астрономът или решава определен математически проблем (това най-често се прави от специалисти по небесна механика и теоретични астрофизици), или подобрява инструментите и методите за наблюдение, или изгражда във въображението си, съзнателно или несъзнателно, някои малък модел на изследваната космическа система. В този случай основното значение има правилното разбиране на относителните размери на изследваната система (например съотношението на размерите на частите на дадена космическа система, съотношението на размерите на тази система и други подобни или различни към него и т.н.) и интервали от време (например съотношението на скоростта на потока на даден процес към скоростта на възникване на всеки друг). Авторът на тази книга се е занимавал доста, например със слънчевата корона и галактиката. И винаги са му изглеждали като сфероидни тела с неправилна форма с приблизително еднакъв размер - нещо около 10 см... Защо 10 см? Този образ възниква подсъзнателно, просто защото твърде често, докато размишлява върху един или друг въпрос на слънчевата или галактическата физика, авторът рисува очертанията на обектите на своите мисли в обикновена тетрадка (в кутия). Рисувах, опитвайки се да се придържам към мащаба на явленията. По един много интересен въпрос, например, беше възможно да се направи интересна аналогия между слънчевата корона и Галактиката (или по-скоро така наречената „галактическа корона“). Разбира се, авторът на тази книга знаеше много добре, така да се каже, „интелектуално“, че размерите на галактическата корона са стотици милиарди пъти по-големи от размерите на слънчевата корона. Но той спокойно забрави за това. И ако в редица случаи големите размери на галактическата корона са придобивали някакво фундаментално значение (и това се е случвало), това е било отчетено формално и математически. И все пак визуално и двете „корони“ изглеждаха еднакво малки... Ако авторът в процеса на тази работа се беше отдал на философски разсъждения за огромните размери на Галактиката, за невъобразимото разреждане на газа, който прави нагоре по галактическата корона, за незначителността на нашата малка планета и нашето собствено съществуване и за други също толкова валидни теми, работата по проблемите на слънчевата и галактическата корона ще спре автоматично. .. Нека читателят ми прости това „лирично отклонение“. Не се съмнявам, че и други астрономи са имали подобни мисли, докато са решавали проблемите си. Струва ми се, че понякога е полезно да погледнем по-отблизо „кухнята“ на научната работа... Ако искаме да обсъдим вълнуващи въпроси за възможността за интелигентен живот във Вселената на страниците на тази книга, тогава, на първо място, ще трябва да получим правилна представа за неговия пространствено-времеви мащаб. До сравнително скоро земното кълбо изглеждаше огромно за хората. На смелите спътници на Магелан им отне повече от три години, за да направят първото си околосветско пътешествие преди 465 години, с цената на невероятни трудности. Изминаха малко повече от 100 години от времето, когато находчивият герой от научнофантастичния роман на Жул Верн, използвайки най-новите технологични постижения на времето, обиколи света за 80 дни. И само 26 години са изминали от онези паметни дни за цялото човечество, когато първият съветски космонавт Гагарин обиколи земното кълбо на легендарния космически кораб "Восток" за 89 минути. И мислите на хората неволно се насочиха към огромните пространства на космоса, в които беше изгубена малката планета Земя ... Нашата Земя е една от планетите на Слънчевата система. В сравнение с други планети, тя се намира доста близо до Слънцето, въпреки че не е най-близо. Средното разстояние от Слънцето до Плутон, най-отдалечената планета в Слънчевата система, е 40 пъти по-голямо от средното разстояние от Земята до Слънцето. В момента не е известно дали в Слънчевата система има планети, които са дори по-отдалечени от Слънцето от Плутон. Може само да се каже, че ако такива планети съществуват, те са относително малки. Условно размерът на Слънчевата система може да се приеме за 50-100 астрономически единици * или около 10 милиарда км. В нашия земен мащаб това е много голяма стойност, приблизително 1 милион по-голяма от диаметъра на Земята.

Ориз. 1. Планети от Слънчевата система

Можем по-ясно да си представим относителния мащаб на Слънчевата система, както следва. Нека Слънцето е представено от билярдна топка с диаметър 7 см. Тогава най-близката до Слънцето планета - Меркурий - се намира в тази скала на разстояние 280 см. Земята е на разстояние 760 см, гигантът планетата Юпитер е на разстояние около 40 м, а най-отдалечената планета - в много отношения Плутон все още е загадъчна - на разстояние около 300м. Размерите на земното кълбо в тази скала са малко повече от 0,5 мм, лунният диаметър е малко повече от 0,1 мм, а орбитата на Луната е с диаметър около 3 см. Дори най-близката до нас звезда Проксима Кентавър е толкова далеч далеч от нас, че в сравнение с него междупланетните разстояния в Слънчевата система изглеждат просто дреболии. Читателите, разбира се, знаят, че единица за дължина като километър никога не се използва за измерване на междузвездни разстояния**). Тази мерна единица (както и сантиметър, инч и т.н.) възниква от нуждите на практическата дейност на човечеството на Земята. Той е напълно неподходящ за оценка на космически разстояния, които са твърде големи в сравнение с километър. В популярната литература, а понякога и в научната литература, „светлинната година“ се използва като мерна единица за оценка на междузвездните и междугалактическите разстояния. Това е разстоянието, което светлината, движеща се със скорост 300 хиляди км/сек, изминава за една година. Лесно се вижда, че една светлинна година е равна на 9,46 х 10 12 км, или около 10 000 милиарда км. В научната литература специална единица, наречена "парсек", обикновено се използва за измерване на междузвездни и междугалактически разстояния;

Ориз. 2. Кълбовиден куп 47 Tucanae

Нито една от звездите - най-близките съседи на Слънчевата система - не е по-близо до нас от 1 бр. Например споменатата Проксима Кентавър се намира на разстояние около 1,3 пк от нас. В мащаба, в който изобразихме Слънчевата система, това съответства на 2 хиляди км. Всичко това добре илюстрира голямата изолация на нашата Слънчева система от околните звездни системи; някои от тези системи може да имат много прилики с нея. Но звездите около Слънцето и самото Слънце съставляват само незначителна част от гигантската група от звезди и мъглявини, която се нарича "Галактика". Виждаме този куп звезди в ясни безлунни нощи като ивица от Млечния път, пресичаща небето. Галактиката има доста сложна структура. В първото, най-грубо приближение, можем да приемем, че звездите и мъглявините, от които се състои, изпълват обем, оформен като силно компресиран елипсоид на въртене. Често в популярната литература формата на Галактиката се сравнява с двойноизпъкнала леща. В действителност всичко е много по-сложно и нарисуваната картина е твърде груба. Всъщност се оказва, че различните типове звезди се концентрират по напълно различни начини към центъра на Галактиката и към нейната „екваториална равнина“. Например, газовите мъглявини, както и много горещите масивни звезди, са силно концентрирани към екваториалната равнина на Галактиката (в небето тази равнина съответства на голям кръг, преминаващ през централните части на Млечния път). В същото време те не показват значителна концентрация към галактическия център. От друга страна, някои видове звезди и звездни купове (т.нар. „кълбовидни купове“, фиг. 2) не показват почти никаква концентрация към екваториалната равнина на Галактиката, но се характеризират с огромна концентрация към нейния център. Между тези два екстремни типа пространствено разпределение (което астрономите наричат „плоско“ и „сферично“) са всички междинни случаи. Оказва се обаче, че по-голямата част от звездите в Галактиката са разположени в гигантски диск, чийто диаметър е около 100 хиляди светлинни години, а дебелината е около 1500 светлинни години. Този диск съдържа малко повече от 150 милиарда звезди от различни видове. Нашето Слънце е една от тези звезди, разположена в периферията на Галактиката близо до нейната екваториална равнина (по-точно „само“ на разстояние около 30 светлинни години - стойност, доста малка в сравнение с дебелината на звездния диск). Разстоянието от Слънцето до ядрото на Галактиката (или нейния център) е около 30 хиляди км. светлинни години. Звездната плътност в Галактиката е много неравномерна. Тя е най-висока в района на галактическото ядро, където по последни данни достига 2 хиляди звезди на кубичен парсек, което е почти 20 хиляди пъти повече от средната звездна плътност в околностите на Слънцето***. Освен това звездите са склонни да образуват отделни групи или купове. Добър пример за такъв клъстер са Плеядите, които се виждат в нашето зимно небе (Фигура 3). Галактиката също така съдържа структурни детайли в много по-голям мащаб. Изследванията през последните години доказаха, че мъглявините, както и горещите масивни звезди, са разпределени по клоновете на спиралата. Спиралната структура е особено ясно видима в други звездни системи - галактики (с малка буква, за разлика от нашата звездна система - Галактики). Една от тези галактики е показана на фиг. 4. Установяването на спиралната структура на Галактиката, в която ние самите се намираме, се оказа изключително трудно.

Ориз. 3. Снимка на звездния куп Плеяди

Ориз. 4. Спирална галактика NGC 5364

Звездите и мъглявините в Галактиката се движат по доста сложни начини. На първо място те участват във въртенето на Галактиката около ос, перпендикулярна на нейната екваториална равнина. Това въртене не е същото като това на твърдо тяло: различните части на Галактиката имат различни периоди на въртене. По този начин Слънцето и звездите, които го заобикалят в огромна площ с размери няколкостотин светлинни години, извършват пълна революция за около 200 милиона години. Тъй като Слънцето, заедно със своето семейство от планети, очевидно съществува от около 5 милиарда години, по време на своята еволюция (от раждането от газова мъглявина до сегашното си състояние) то е направило приблизително 25 завъртания около оста на въртене на Галактиката. Можем да кажем, че възрастта на Слънцето е само 25 „галактически години“, нека си признаем, това е епоха на разцвет... Скоростта на движение на Слънцето и съседните му звезди в техните почти кръгови галактически орбити достига 250 km/s ****. Върху това редовно движение около галактическото ядро се наслагват хаотичните, безредни движения на звездите. Скоростите на такива движения са много по-ниски - около 10-50 km/s, и са различни за обекти от различни видове. Скоростите са най-ниски за горещите масивни звезди (6-8 km/s), а за звездите от слънчев тип са около 20 km/s. Колкото по-ниски са тези скорости, толкова по-плоско е разпределението на даден тип звезда. В мащаба, който използвахме за визуално представяне на Слънчевата система, размерът на Галактиката ще бъде 60 милиона км - стойност, която вече е доста близка до разстоянието от Земята до Слънцето. Оттук става ясно, че докато навлизаме във все по-отдалечени региони на Вселената, този мащаб вече не е подходящ, тъй като губи яснота. Затова ще вземем различен мащаб. Нека мислено намалим земната орбита до размера на най-вътрешната орбита на водородния атом в класическия модел на Бор. Нека припомним, че радиусът на тази орбита е 0,53х10 -8 см. Тогава най-близката звезда ще бъде на разстояние приблизително 0,014 мм, центърът на Галактиката ще бъде на разстояние около 10 см, а размерите на нашата звездна система ще бъде около 35 см. Диаметърът на Слънцето ще има микроскопични размери: 0,0046 A (ангстрьом единица за дължина, равна на 10 -8 cm).

Вече подчертахме, че звездите са разположени на огромни разстояния една от друга и по този начин са практически изолирани. По-специално това означава, че звездите почти никога не се сблъскват една с друга, въпреки че движението на всяка от тях се определя от гравитационното поле, създадено от всички звезди в Галактиката. Ако разглеждаме Галактиката като определена област, пълна с газ, а ролята на газови молекули и атоми играят звезди, тогава трябва да считаме този газ за изключително разреден. В близост до Слънцето средното разстояние между звездите е около 10 милиона пъти по-голямо от средния диаметър на звездите. Междувременно при нормални условия в обикновен въздух средното разстояние между молекулите е само няколко десетки пъти по-голямо от размера на последния. За да се постигне същата степен на относително разреждане, плътността на въздуха трябва да се намали най-малко 1018 пъти! Обърнете внимание обаче, че в централната област на Галактиката, където плътността на звездите е относително висока, от време на време ще се случват сблъсъци между звезди. Тук трябва да очакваме приблизително един сблъсък на всеки милион години, докато в „нормалните“ области на Галактиката практически не е имало сблъсъци между звезди в цялата история на еволюцията на нашата звездна система, която е на възраст поне 10 милиарда години ( вижте глава 9).

Очертахме накратко мащаба и най-общата структура на звездната система, към която принадлежи нашето Слънце. В същото време изобщо не бяха разгледани методите, с помощта на които в продължение на много години няколко поколения астрономи стъпка по стъпка пресъздадоха величествена картина на структурата на Галактиката. Други книги са посветени на този важен проблем, към който насочваме заинтересованите читатели (например Б. А. Воронцов-Веляминов „Очерци за Вселената“, Ю. Н. Ефремов „В дълбините на Вселената“). Нашата задача е да дадем само най-обща картина на устройството и развитието на отделните обекти във Вселената. Тази картина е абсолютно необходима за разбирането на тази книга.

Ориз. 5. Мъглявината Андромеда със спътници

Вече няколко десетилетия астрономите упорито изучават други звездни системи, които са повече или по-малко подобни на нашата. Тази област на изследване се нарича "извънгалактична астрономия". Сега тя играе почти водеща роля в астрономията. През последните три десетилетия извънгалактичната астрономия постигна удивителен напредък. Малко по малко започнаха да се очертават грандиозните контури на Метагалактиката, от която нашата звездна система е включена като малка частица. Все още не знаем всичко за Метагалактиката. Огромната отдалеченост на обектите създава много специфични трудности, които се решават чрез използването на най-мощните средства за наблюдение в комбинация със задълбочени теоретични изследвания. И все пак общата структура на Метагалактиката до голяма степен стана ясна през последните години. Можем да определим Метагалактика като колекция от звездни системи - галактики, движещи се в обширните пространства на частта от Вселената, която наблюдаваме. Най-близките до нашата звездна система галактики са известните Магеланови облаци, ясно видими в небето на южното полукълбо като две големи петна с приблизително същата повърхностна яркост като Млечния път. Разстоянието до Магелановите облаци е „само“ около 200 хиляди светлинни години, което е доста сравнимо с общата ширина на нашата Галактика. Друга „близка“ до нас галактика е мъглявината в съзвездието Андромеда. Вижда се с невъоръжено око като слаба петна светлина от 5-та звездна величина *****. Всъщност това е огромен звезден свят, по отношение на броя на звездите и общата маса три пъти по-голям от нашата Галактика, която от своя страна е гигант сред галактиките. Разстоянието до мъглявината Андромеда, или, както я наричат астрономите, M 31 (това означава, че в добре известния каталог на мъглявините на Месие тя е посочена като № 31) е около 1800 хиляди светлинни години, което е около 20 пъти размера на Галактиката. Мъглявината M 31 има ясно дефинирана спирална структура и в много от характеристиките си е много подобна на нашата Галактика. До него са малките му елипсовидни спътници (фиг. 5). На фиг. Фигура 6 показва снимки на няколко сравнително близо до нас галактики. Прави впечатление голямото разнообразие от техните форми. Наред със спиралните системи (такива галактики се обозначават със символите Sа, Sb и Sс в зависимост от характера на развитието на спиралната структура; ако има „мост“, преминаващ през ядрото (фиг. 6а), буквата B е поставени след буквата S), има сфероидни и елипсоидални, лишени от следи от спирална структура, както и „неправилни“ галактики, добър пример за които са Магелановите облаци. Огромен брой галактики се наблюдават в големи телескопи. Ако има около 250 галактики, по-ярки от видимата 12-та звездна величина, тогава вече има около 50 хиляди по-ярки от 16. Най-слабите обекти, които могат да бъдат снимани на границата с рефлекторен телескоп с диаметър на огледалото 5 m, са 24,5-та величина . Оказва се, че сред милиардите такива бледи обекти по-голямата част са галактики. Много от тях са отдалечени от нас на разстояния, които светлината изминава за милиарди години. Това означава, че светлината, която е причинила почерняването на плочата, е била излъчена от такава далечна галактика много преди архейския период от геоложката история на Земята!

Ориз. 6а. Кръстосана спирална галактика

Ориз. 6б. Галактика NGC 4594

Ориз. 6s. Галактики Магеланови облаци

Понякога сред галактиките се натъквате на невероятни обекти, например „радио галактики“. Това са звездни системи, които излъчват огромно количество енергия в радиообхвата. За някои радиогалактики потокът на радиоизлъчването е няколко пъти по-висок от потока на оптичното лъчение, въпреки че в оптичния диапазон тяхната светимост е много висока - няколко пъти по-голяма от общата светимост на нашата Галактика. Нека припомним, че последното се състои от излъчването на стотици милиарди звезди, много от които на свой ред излъчват много по-силно от Слънцето. Класически пример за такава радиогалактика е известният обект Cygnus A. В оптичния диапазон това са две незначителни светлинни петна от 17-та величина (фиг. 7). Всъщност тяхната яркост е много висока, около 10 пъти по-голяма от тази на нашата Галактика. Тази система изглежда слаба, защото се намира на огромно разстояние от нас - 600 милиона светлинни години. Въпреки това, потокът от радиоизлъчване от Лебед А на метрови вълни е толкова голям, че дори надвишава потока от радиоизлъчване от Слънцето (през периоди, когато на Слънцето няма слънчеви петна). Но Слънцето е много близо - разстоянието до него е "само" 8 светлинни минути; 600 милиона години - и 8 минути! Но радиационните потоци, както е известно, са обратно пропорционални на квадратите на разстоянията! Спектрите на повечето галактики приличат на слънцето; и в двата случая се наблюдават отделни тъмни абсорбционни линии на доста ярък фон. Това не е неочаквано, тъй като радиацията на галактиките е радиацията на милиардите звезди, които ги съставят, повече или по-малко подобни на Слънцето. Внимателното изследване на спектрите на галактиките преди много години доведе до откритие от фундаментално значение. Факт е, че по естеството на изместването на дължината на вълната на всяка спектрална линия по отношение на лабораторния стандарт може да се определи скоростта на движение на излъчващия източник по линията на зрение. С други думи, възможно е да се определи с каква скорост се приближава или отдалечава източникът.

Ориз. 7. Радиогалактика Cygnus A

Ако източникът на светлина се приближи, спектралните линии се изместват към по-къси дължини на вълните; ако се отдалечи, към по-дълги. Това явление се нарича "ефект на Доплер". Оказа се, че галактиките (с изключение на няколко най-близки до нас) имат спектрални линии, които винаги са изместени към дълговълновата част на спектъра („червено изместване“ на линиите) и колкото по-голямо е разстоянието до галактиката от нас, толкова по-голяма е величината на тази промяна. Това означава, че всички галактики се отдалечават от нас и скоростта на „разширяване“ се увеличава с отдалечаването на галактиките. Достига огромни стойности. Например, скоростта на рецесия на радиогалактика Лебед А, открита от червеното изместване, е близо 17 хиляди км/сек. Преди двадесет и пет години рекордът принадлежеше на много слабата (в оптични лъчи от 20-та величина) радиогалактика 3S 295. През 1960 г. беше получен нейният спектър. Оказа се, че добре познатата ултравиолетова спектрална линия, принадлежаща на йонизирания кислород, е изместена към оранжевата област на спектъра! От тук е лесно да се установи, че скоростта на отдалечаване на тази удивителна звездна система е 138 хиляди км/сек, или почти половината от скоростта на светлината! Радио галактиката 3S 295 е отдалечена от нас на разстояние, което светлината изминава за 5 милиарда години. Така астрономите са изследвали светлината, която е била излъчвана, когато са се образували Слънцето и планетите, а може би дори „малко“ по-рано... Оттогава са открити още по-далечни обекти (Глава 6). Тук няма да засягаме причините за разширяването на система, състояща се от огромен брой галактики. Този сложен въпрос е предмет на съвременната космология. Но самият факт на разширяването на Вселената е от голямо значение за анализиране на развитието на живота в нея (Глава 7). Наложени върху цялостното разширение на галактичната система са непостоянните скорости на отделните галактики, обикновено няколкостотин километра в секунда. Ето защо най-близките до нас галактики не проявяват систематично червено отместване. В края на краищата, скоростите на произволни (така наречените „специални“) движения за тези галактики са по-големи от нормалната скорост на червено отместване. Последното се увеличава, когато галактиките се отдалечават с приблизително 50 km/s, за всеки милион парсека. Следователно, за галактики, чиито разстояния не надвишават няколко милиона парсека, произволните скорости надвишават скоростта на отдалечаване поради червеното отместване. Сред близките галактики има и такива, които се приближават до нас (например мъглявината Андромеда M 31). Галактиките не са равномерно разпределени в метагалактичното пространство, т.е. с постоянна плътност. Те показват изразена склонност към образуване на отделни групи или клъстери. По-специално, група от около 20 галактики близо до нас (включително нашата Галактика) образува така наречената „локална система“. От своя страна локалната система е част от голям куп галактики, чийто център е в онази част от небето, върху която е проектирано съзвездието Дева. Този клъстер има няколко хиляди членове и е сред най-големите. На фиг. Фигура 8 показва снимка на известния галактически куп в съзвездието Corona Borealis, наброяващ стотици галактики. В пространството между клъстерите плътността на галактиките е десетки пъти по-малка, отколкото вътре в клъстерите.

Ориз. 8. Куп галактики в съзвездието Corona Borealis

маса 1

Голям взрив
Образуване на галактики (z~10)
Образуване на Слънчевата система
Земно образование
Появата на живот на Земята
Образуване на най-старите скали на Земята
Появата на бактерии и синьо-зелени водорасли
Появата на фотосинтеза
Първите клетки с ядро

неделя	понеделник	вторник	сряда	четвъртък	петък	Събота
	Появата на кислородна атмосфера на Земята				Бурна вулканична дейност на Марс

		Първите червеи		Океански планктон Трилобити	ОрдовикПървата риба	СилурРастенията колонизират земята
девонскиПървите насекоми Животните колонизират земята	Първите земноводни и крилати насекоми	въглеродПървите дървета Първите влечуги	пермскиПървите динозаври	Начало на мезозоя	триасПървите бозайници	ЮраПървите птици
ТебеширПърви цветя	Третичен период Първите примати	Първи хоминиди	Четвъртичен период Първи хора (~22:30)

Как изглежда Метагалактиката в нашия модел, където земната орбита е намалена до размера на първата орбита на атом на Бор? В този мащаб разстоянието до мъглявината Андромеда ще бъде малко повече от 6 m, разстоянието до централната част на галактическия куп Дева, който включва нашата локална галактична система, ще бъде около 120 m, а размерът на самия клъстер ще бъде от същия ред. Радиогалактиката Лебед А вече ще се отдалечава на разстояние 2,5 км, а разстоянието до радиогалактика 3S 295 ще достига 25 км... Запознахме се в най-общ вид с основните структурни особености и мащаба на Вселената. Това е като замръзнала рамка от нейното развитие. Тя не винаги е била такава, каквато я виждаме сега. Всичко във Вселената се променя: звездите и мъглявините се появяват, развиват и „умират“, Галактиката се развива по естествен начин, самата структура и мащабът на Метагалактиката се променят (макар и само поради червеното изместване). Следователно начертаната статична картина на Вселената трябва да бъде допълнена с динамична картина на еволюцията на индивида космически обекти, от които се образува, и цялата Вселена като цяло. Що се отнася до еволюцията на отделни звезди и мъглявини, които образуват галактики, това ще бъде обсъдено в гл. 4 . Тук ще кажем само, че звездите се раждат от междузвездната газово-прахова среда, тихо излъчват известно време (в зависимост от масата), след което „умират“ по повече или по-малко драматичен начин. Откриването на „реликтово“ лъчение през 1965 г. (виж Глава 7) ясно показва, че най-много ранни стадииеволюция, Вселената е била качествено различна от нейната сегашно състояние. Основното е, че тогава не е имало нито звезди, нито галактики, нито тежки елементи. И, разбира се, нямаше живот. Наблюдаваме грандиозен процес на еволюция на Вселената от просто към сложно. Същото посокаеволюцията има и развитието на живота на Земята. Във Вселената скоростта на еволюция в началото е била много по-висока, отколкото в модерна епоха. Изглежда обаче, че се наблюдава обратната закономерност в развитието на живота на Земята. Това ясно се вижда от модела на „космическата хронология“, представен в таблица 1, предложен от американския планетолог Сейгън. По-горе се развихме в някои подробности пространствен моделВселена, въз основа на избора на един или друг линеен мащаб. По същество същият метод се използва в табл. 1. Цялото съществуване на Вселената (което за категоричност се приема за 15 милиарда реални „земни” години, като тук е възможна грешка от няколко десетки процента) се моделира от някаква въображаема „космическа година”. Не е трудно да се провери, че една секунда от „космическата“ година е равна на 500 съвсем реални години. С такъв мащаб се поставя в съответствие всяка епоха от развитието на Вселената конкретна дата(и време на „деня“) от „космическата“ година. Лесно се вижда, че тази таблица в основната си част е чисто „антропоцентрична“: датите и моментите от космическия календар след „септември“ и особено целият специално обозначен „декември“ отразяват определени етапи в развитието на живота. на земята. Този календар би изглеждал съвсем различно за жителите на някоя планета, обикаляща около „тяхната“ звезда в някоя далечна галактика. Въпреки това, самото сравнение на темпото на космическите и земна еволюцияизключително впечатляващо.

* Астрономическа единица - средното разстояние от Земята до Слънцето, равно на 149 600 хил. км.
** Може би само скоростите на звездите и планетите в астрономията се изразяват в единици „километри в секунда“.
*** В самия център на галактическото ядро, в област с диаметър 1 pc, очевидно има няколко милиона звезди.
**** Полезно е да запомните едно просто правило: скорост от 1 компютър за 1 милион години е почти равна на скорост от 1 km/s. Оставяме на читателя да провери това.
***** Потокът от радиация от звездите се измерва с така наречените „звездни величини“. По дефиниция, потокът от звезда с (i+1) величина е 2,512 пъти по-малък от този от звезда i-та величина. Звезди с по-слаба величина от 6-та величина не се виждат с просто око. Най-ярките звезди имат отрицателна величина (например Сириус има величина -1,5).

Тип