Uskumatud faktid
Kas olete kunagi mõelnud, kui suur on universum?
8. See pole aga midagi võrreldes Päikesega.
Foto Maast kosmosest
9. Ja see vaade meie planeedile Kuult.
10. Need oleme meie Marsi pinnalt.
11. Ja see vaade Maale Saturni rõngaste taga.
12. Ja see on kuulus foto" Kahvatu sinine täpp", kus Maad on pildistatud Neptuunist, peaaegu 6 miljardi kilomeetri kauguselt.
13. Siin on suurus Maa võrreldes Päikesega, mis isegi ei mahu täielikult fotole.
Suurim täht
14. Ja see Päike Marsi pinnalt.
15. Nagu kuulus astronoom Carl Sagan kunagi ütles, kosmoses rohkem tähti kui liivaterasid kõigis Maa randades.
16. Neid on palju tähed, mis on palju suuremad kui meie Päike. Vaadake, kui väike on Päike.
Foto Linnutee galaktikast
18. Aga galaktika suurusega ei saa midagi võrrelda. Kui vähendate Päike kuni leukotsüüdi suuruseni(valgete vereliblede) ja Linnutee galaktikat sama skaalat kasutades kahandada, oleks Linnutee Ameerika Ühendriikide suurune.
19. Seda seetõttu, et Linnutee on lihtsalt tohutu. See on koht, kus päikesesüsteem on selle sees.
20. Aga me näeme ainult väga palju väike osa meie galaktikast.
21. Kuid isegi meie galaktika on teistega võrreldes pisike. Siin Linnutee võrreldes galaktika IC 1011-ga, mis asub Maast 350 miljoni valgusaasta kaugusel.
22. Mõelge sellele Hubble'i teleskoobiga tehtud fotol, tuhandeid galaktikaid, millest igaüks sisaldab miljoneid tähti, millest igaühel on oma planeedid.
23. Siin on üks galaktika UDF 423, mis asub 10 miljardi valgusaasta kaugusel. Seda fotot vaadates vaatate miljardeid aastaid minevikku. Mõned neist galaktikatest tekkisid mitusada miljonit aastat pärast Suurt Pauku.
24. Kuid pidage meeles, et see foto on väga, väga väike osa universumist. See on lihtsalt tühine osa öötaevast.
25. Võime üsna kindlalt oletada, et kuskil on mustad augud. Siin on musta augu suurus võrreldes Maa orbiidiga.
Millised on peal. Enamasti oleme kõik aheldatud elu- ja töökoha külge. Meie maailma suurus on hämmastav, kuid universumiga võrreldes pole see midagi. Nagu öeldakse - "sündinud liiga hilja, et maailma uurida, ja liiga vara, et uurida kosmost". See on isegi solvav. Alustame siiski – lihtsalt olge ettevaatlik, et mitte uimaseks jääda.
1. See on Maa.
See on sama planeet, mis on praegu inimkonna ainus kodu. Koht, kuhu elu võluväel tekkis (või võib-olla mitte nii maagiliselt) ja evolutsiooni käigus ilmusime sina ja mina.
2. Meie koht päikesesüsteemis.
Lähimad suured kosmoseobjektid, mis meid ümbritsevad, on loomulikult meie naabrid päikesesüsteemis. Kõik mäletavad oma nimesid lapsepõlvest ja ümbritseva maailma tundides teevad nad modelle. Juhtus nii, et isegi nende seas pole me kõige suuremad...
3. Meie Maa ja Kuu vaheline kaugus.
See ei tundu nii kaugel, eks? Ja kui võtta arvesse ka tänapäevaseid kiirusi, siis pole see "midagi".
4. Tegelikult on see üsna kaugel.
Kui proovite, siis väga täpselt ja mugavalt - planeedi ja satelliidi vahele saate hõlpsasti paigutada ülejäänud päikesesüsteemi planeedid.
5. Räägime siiski planeetidest edasi.
Teie ees on Põhja-Ameerika, justkui oleks see Jupiterile paigutatud. Jah, see väike roheline täpp on Põhja-Ameerika. Kas kujutate ette, kui suur oleks meie Maa, kui me selle Jupiteri skaalal liigutaks? Tõenäoliselt avastaksid inimesed ikka veel uusi maid)
6. See on Maa võrreldes Jupiteriga.
Noh, täpsemalt kuus Maad – selguse huvides.
7. Saturni rõngad, söör.
Saturni rõngastel oleks nii uhke välimus, kui nad tiirleksid ümber Maa. Vaadake Polüneesiat – natuke nagu Opera ikoon, eks?
8. Võrdleme Maad Päikesega?
See ei tundu taevas nii suur...
9. Selline on vaade Maale Kuu pealt vaadates.
Ilus, eks? Nii üksildane tühja ruumi taustal. Või mitte tühi? Jätkame...
10. Ja nii Marsilt
Vean kihla, et te ei suudaks isegi öelda, kas see oli Maa.
11. See on kaader Maast, mis asub Saturni rõngaste taga
12. Aga Neptuunist kaugemale.
Kokku 4,5 miljardit kilomeetrit. Kaua otsimine aega võtaks?
13. Niisiis, lähme tagasi tähe juurde, mida nimetatakse Päikeseks.
Hingemattev vaatepilt, kas pole?
14. Siin on Päike Marsi pinnalt.
15. Ja siin on selle võrdlus tähe VY Canis Majorise skaalaga.
Kuidas sulle see meeldib? Rohkem kui muljetavaldav. Kas kujutate ette, milline energia sinna koondub?
16. Aga see kõik on jama, kui võrrelda meie kohalikku tähte Linnutee galaktika suurusega.
Et see oleks selgem, kujutage ette, et oleme oma Päikese kokku surunud valgete vereliblede suuruseks. Antud juhul on Linnutee suurus üsna võrreldav näiteks Venemaa mõõtmetega. See on Linnutee.
17. Üldiselt on tähed tohutud
Kõik, mis sellesse kollasesse ringi on paigutatud, on kõik, mida näete öösel Maalt. Ülejäänu on palja silmaga kättesaamatu.
18. Aga on ka teisi galaktikaid.
Siin on Linnutee võrreldes galaktikaga IC 1011, mis asub Maast 350 miljoni valgusaasta kaugusel.
Läheme uuesti üle?
Niisiis, see Maa on meie kodu.
Suumime välja päikesesüsteemi suuruse...
Suumime veel veidi välja...
Ja nüüd Linnutee suuruse juurde...
Jätkame vähendamist...
Ja edasi…
Peaaegu valmis, ärge muretsege...
Valmis! Lõpetama!
See on kõik, mida inimkond saab nüüd kaasaegse tehnoloogia abil jälgida. See pole isegi sipelgas... Otsustage ise, ärge lihtsalt hulluks minge...
Selliseid skaalasid on isegi raske mõista. Kuid keegi teatab enesekindlalt, et oleme universumis üksi, kuigi nad ise pole päris kindlad, kas ameeriklased olid Kuul või mitte.
Oodake, poisid... hoidke kinni.
Esimene osa PROBLEEMI ASTRONOOMILINE ASPEKT
1. Universumi mastaap ja selle struktuur Kui professionaalsed astronoomid kujutasid pidevalt ja käegakatsutavalt ette taevakehade evolutsiooni kosmiliste kauguste ja ajavahemike koletu suurust, on ebatõenäoline, et nad suudaksid edukalt arendada teadust, millele nad oma elu pühendasid. Meile lapsepõlvest tuttavad aegruumi skaalad on kosmilistega võrreldes nii tühised, et teadvuse puhul läheb sõna otseses mõttes hinge. Mis tahes kosmoseprobleemi käsitledes lahendab astronoom kas teatud matemaatilise ülesande (seda teevad kõige sagedamini taevamehaanika spetsialistid ja teoreetilised astrofüüsikud) või täiustab instrumente ja vaatlusmeetodeid või ehitab oma kujutlusvõimesse teadlikult või alateadlikult mõnda uuritava kosmosesüsteemi väikemudel. Sel juhul on peamine tähtsus uuritava süsteemi suhteliste suuruste õige mõistmine (näiteks antud ruumisüsteemi osade suuruste suhe, selle süsteemi ja muude sarnaste või erinevate suuruste suhe). sellele jne) ja ajavahemikke (näiteks antud protsessi voolukiiruse ja mis tahes muu toimumiskiiruse suhe). Selle raamatu autor tegeles päris palju näiteks päikesekrooni ja galaktikaga. Ja talle tundusid need alati ebakorrapärase kujuga sfäärilised kehad, mis on ligikaudu ühesuurused – umbes 10 cm... Miks 10 cm? See kujutluspilt tekkis alateadlikult lihtsalt seetõttu, et liiga sageli joonistas autor ühele või teisele päikese- või galaktikafüüsika küsimusele mõeldes oma mõtteobjektide piirjooned tavalisse märkmikku (kasti). Joonistasin, püüdes kinni pidada nähtuste skaalast. Näiteks ühe väga huvitava küsimuse puhul oli võimalik tõmmata huvitav analoogia päikesekrooni ja galaktika (õigemini nn galaktilise koroona) vahel. Muidugi teadis selle raamatu autor nii-öelda "intellektuaalselt" väga hästi, et galaktika krooni mõõtmed on sadu miljardeid kordi suuremad kui päikesekrooni mõõtmed. Kuid ta unustas selle rahulikult. Ja kui mitmel juhul omandasid galaktika krooni suured mõõtmed mingi põhimõttelise tähtsuse (ka see juhtus), siis võeti seda formaalselt ja matemaatiliselt arvesse. Ja ometi tundusid mõlemad “kroonid” visuaalselt ühtviisi väikesed... Kui autor oleks selle töö käigus laskunud filosoofilistesse mõtisklustesse Galaktika suuruse tohutust, gaasi kujuteldamatust haruldasest, mis tekitab. Galaktika kroonist ülespoole, meie väikese planeedi ja meie enda olemasolu tähtsusetuse ja muude samaväärsete teemade kohta, peatuks töö päikese- ja galaktika kroonide probleemidega automaatselt. .. Andku lugeja mulle see “lüüriline kõrvalepõige” andeks. Ma ei kahtle, et ka teistel astronoomidel oli probleeme lahendades sarnaseid mõtteid. Mulle tundub, et vahel on kasulik teadustöö “kööki” lähemalt vaadata... Kui tahame selle raamatu lehekülgedel arutleda põnevate küsimuste üle intelligentse elu võimalikkuse kohta Universumis, siis esiteks peame saama õige ettekujutuse selle ruumilis-ajalisest skaalast. Kuni suhteliselt hiljuti tundus maakera inimestele tohutu. Magellani vapratel kaaslastel kulus üle kolme aasta, et teha oma esimene ümbermaailmareis 465 aastat tagasi uskumatute raskuste hinnaga. Veidi enam kui 100 aastat on möödunud ajast, mil Jules Verne’i ulmeromaani leidlik kangelane, kasutades tolleaegseid uusimaid tehnoloogilisi edusamme, rändas 80 päevaga ümber maailma. Ja nendest kogu inimkonna jaoks meeldejäävatest päevadest, mil esimene Nõukogude kosmonaut Gagarin tegi legendaarse kosmoselaeva Vostokiga 89 minutiga ümber maakera, on möödunud vaid 26 aastat. Ja inimeste mõtted pöördusid tahes-tahtmata tohutute kosmoseavaruste poole, kuhu kadus väike planeet Maa... Meie Maa on üks Päikesesüsteemi planeetidest. Võrreldes teiste planeetidega asub see Päikesele üsna lähedal, kuigi mitte kõige lähemal. Keskmine kaugus Päikesest Päikesesüsteemi kõige kaugema planeedi Pluuto vahel on 40 korda suurem kui keskmine kaugus Maast Päikeseni. Praegu pole teada, kas Päikesesüsteemis on planeete, mis asuvad Päikesest veelgi kaugemal kui Pluuto. Võib vaid öelda, et kui sellised planeedid eksisteerivad, on nad suhteliselt väikesed. Tavapäraselt võib Päikesesüsteemi suuruseks võtta 50–100 astronoomilist ühikut * ehk umbes 10 miljardit km. Meie maise mastaabi järgi on see väga suur väärtus, umbes 1 miljon võrra suurem kui Maa läbimõõt.Riis. 1. Päikesesüsteemi planeedid
Päikesesüsteemi suhtelist ulatust saame selgemalt ette kujutada järgmiselt. Olgu Päike kujutatud piljardikuuliga, mille läbimõõt on 7 cm. Siis asub sellel skaalal 280 cm kaugusel Päikesele lähim planeet, hiiglane planeet Jupiter on umbes 40 m kaugusel ja kaugeim planeet – mitmes mõttes on Pluuto endiselt salapärane – umbes 300 m kaugusel. Maakera mõõtmed sellel skaalal on veidi üle 0,5 mm, Kuu läbimõõt on veidi üle 0,1 mm ja Kuu orbiidi läbimõõt on umbes 3 cm Isegi meile lähim täht Proxima Centauri on siiani meist eemal, et sellega võrreldes tunduvad planeetidevahelised kaugused Päikesesüsteemis pelgalt tühiasi. Lugejad teavad muidugi, et tähtedevaheliste kauguste mõõtmiseks ei kasutata kunagi pikkusühikut nagu kilomeeter**). See mõõtühik (nagu ka sentimeeter, toll jne) tekkis inimkonna praktilise tegevuse vajadustest Maal. See on kilomeetriga võrreldes liiga suurte kosmiliste kauguste hindamiseks täiesti sobimatu. Populaarses kirjanduses ja mõnikord ka teaduskirjanduses kasutatakse "valgusaastat" tähtedevaheliste ja galaktikatevaheliste kauguste hindamiseks mõõtühikuna. See on vahemaa, mille läbib aastas valgus kiirusega 300 tuhat km/s. On lihtne mõista, et valgusaasta on 9,46 x 10 12 km ehk umbes 10 000 miljardit km. Teaduskirjanduses kasutatakse tähtedevaheliste ja galaktikatevaheliste kauguste mõõtmiseks tavaliselt spetsiaalset üksust, mida nimetatakse parsekiks;
1 parsek (pc) võrdub 3,26 valgusaastaga. Parsek on defineeritud kui kaugus, millest alates on Maa orbiidi raadius 1 sekundi nurga all nähtav. kaared. See on väga väike nurk. Piisab, kui öelda, et selle nurga alt paistab ühekopikane münt 3 km kauguselt.
Riis. 2. Kerasparv 47 Tucanae
Ükski täht – Päikesesüsteemi lähimad naabrid – ei asu meile lähemal kui 1 tk. Näiteks mainitud Proxima Centauri asub meist ca 1,3 tk kaugusel. Skaalal, milles Päikesesüsteemi kujutasime, vastab see 2 tuhandele km-le. Kõik see illustreerib hästi meie päikesesüsteemi suurt eraldatust ümbritsevatest tähesüsteemidest. Kuid Päikest ümbritsevad tähed ja Päike ise moodustavad vaid tühise osa hiiglaslikust tähtede ja udukogude rühmast, mida nimetatakse galaktikaks. Näeme seda tähtede kogumit selgetel kuuta öödel kui Linnutee triipu, mis ületab taevast. Galaktika on üsna keerulise struktuuriga. Esimesel, kõige jämedam lähenemisel võime eeldada, et tähed ja udukogud, millest see koosneb, täidavad tugevalt kokkusurutud pöördeellipsoidi kujulise ruumala. Sageli võrreldakse populaarses kirjanduses Galaxy kuju kaksikkumera läätsega. Tegelikkuses on kõik palju keerulisem ja joonistatud pilt liiga konarlik. Tegelikult selgub, et erinevat tüüpi tähed koonduvad täiesti erineval viisil Galaktika keskpunkti ja selle "ekvatoriaaltasandi" suunas. Näiteks gaasilised udukogud, aga ka väga kuumad massiivsed tähed on tugevalt koondunud Galaktika ekvatoriaaltasandi poole (taevas vastab see tasapind suurele ringile, mis läbib Linnutee keskseid osi). Samal ajal ei näita nad märkimisväärset kontsentratsiooni galaktika keskme suunas. Teisest küljest ei näita teatud tüüpi tähed ja täheparved (nn kerasparved, joonis 2) peaaegu mingit koondumist Galaktika ekvatoriaaltasandi poole, kuid neid iseloomustab tohutu kontsentratsioon selle keskpunkti suunas. Nende kahe äärmusliku ruumilise jaotuse tüübi (mida astronoomid nimetavad "tasaseks" ja "sfääriliseks") vahele jäävad kõik vahejuhtumid. Selgub aga, et suurem osa Galaktika tähtedest paikneb hiiglaslikus kettas, mille läbimõõt on umbes 100 tuhat valgusaastat ja paksus umbes 1500 valgusaastat. See ketas sisaldab veidi rohkem kui 150 miljardit erinevat tüüpi tähte. Meie Päike on üks neist tähtedest, mis asub Galaktika perifeerias selle ekvatoriaaltasandi lähedal (täpsemalt "ainult" umbes 30 valgusaasta kaugusel - see on täheketta paksusega võrreldes üsna väike väärtus). Kaugus Päikesest galaktika tuumani (või selle keskpunktini) on umbes 30 tuhat km. valgusaastad. Tähtede tihedus galaktikas on väga ebaühtlane. See on kõrgeim galaktika tuuma piirkonnas, kus viimastel andmetel jõuab see 2 tuhande täheni kuupparseki kohta, mis on ligi 20 tuhat korda suurem kui keskmine tähtede tihedus Päikese läheduses ***. Lisaks kipuvad tähed moodustama erinevaid rühmi või klastreid. Hea näide sellisest kobarast on meie talvises taevas nähtavad Plejaadid (joonis 3). Galaxy sisaldab ka palju suuremas plaanis struktuurseid detaile. Viimaste aastate uuringud on tõestanud, et udukogud ja ka kuumad massiivsed tähed on jaotunud piki spiraali harusid. Spiraalstruktuur on eriti selgelt nähtav teistes tähesüsteemides – galaktikates (väikese tähega, erinevalt meie tähesüsteemist – Galaktikatest). Üks neist galaktikatest on näidatud joonisel fig. 4. Galaktika spiraalse struktuuri loomine, milles me ise oleme, on osutunud äärmiselt keeruliseks.
Riis. 3. Foto Plejaadide täheparvest
Riis. 4. Spiraalne galaktika NGC 5364
Tähed ja udukogud Galaktikas liiguvad üsna keerulisel viisil. Esiteks osalevad nad Galaktika pöörlemises ümber selle ekvatoriaaltasandiga risti oleva telje. See pöörlemine ei ole sama, mis tahke keha oma: Galaktika erinevatel osadel on erinevad pöörlemisperioodid. Seega teevad Päike ja teda ümbritsevad tähed mitmesaja valgusaasta suurusel tohutul alal täispöörde umbes 200 miljoni aastaga. Kuna Päike koos oma planeetide perekonnaga on ilmselt eksisteerinud umbes 5 miljardit aastat, on ta oma evolutsiooni jooksul (sünnist gaasiudukogust kuni praeguse olekuni) teinud umbes 25 pööret ümber Galaktika pöörlemistelje. Võib öelda, et Päikese vanus on vaid 25 “galaktilist aastat”, olgem ausad, see on õitseaeg... Päikese ja tema naabertähtede liikumiskiirus nende peaaegu ringikujulistel galaktilistel orbiitidel ulatub 250 km/s; ****. Selle korrapärase liikumise peale galaktika tuuma ümber asetsevad tähtede kaootilised ja korratud liikumised. Selliste liikumiste kiirused on palju väiksemad - umbes 10-50 km/s ja need on erinevat tüüpi objektide puhul erinevad. Kuumade massiivsete tähtede kiirused on madalaimad (6-8 km/s päikesetüüpi tähtedel umbes 20 km/s). Mida väiksemad need kiirused, seda “tasasem” on antud tüüpi tähe jaotus. Skaalal, mida kasutasime Päikesesüsteemi visuaalseks kujutamiseks, on Galaktika suurus 60 miljonit km - väärtus, mis on juba üsna lähedane Maa ja Päikese kaugusele. Siit on selge, et kui me tungime universumi üha kaugematesse piirkondadesse, siis see skaala enam ei sobi, kuna kaotab selguse. Seetõttu võtame teistsuguse skaala. Vähendagem vaimselt Maa orbiidi vesinikuaatomi sisemise orbiidi suurusele klassikalises Bohri mudelis. Tuletagem meelde, et selle orbiidi raadius on 0,53x10 -8 cm. Siis on lähim täht umbes 0,014 mm kaugusel, Galaktika keskpunkt on umbes 10 cm kaugusel ja meie tähe mõõtmed. tähesüsteem on umbes 35 cm Päikese läbimõõt on mikroskoopilised: 0,0046 A (angströmi pikkusühik on võrdne 10–8 cm).
Oleme juba rõhutanud, et tähed asuvad üksteisest tohutul kaugusel ja on seega praktiliselt isoleeritud. Eelkõige tähendab see seda, et tähed ei põrka peaaegu kunagi üksteisega kokku, kuigi nende igaühe liikumise määrab kõigi Galaktika tähtede tekitatud gravitatsiooniväli. Kui käsitleme Galaktikat kui teatud gaasiga täidetud piirkonda ning gaasimolekulide ja aatomite rolli mängivad tähed, siis peame seda gaasi pidama äärmiselt haruldaseks. Päikese läheduses on tähtede keskmine kaugus umbes 10 miljonit korda suurem kui tähtede keskmine läbimõõt. Samal ajal on tavaõhus normaalsetes tingimustes molekulide keskmine kaugus vaid mitukümmend korda suurem kui viimaste suurus. Sama suhtelise harulduse astme saavutamiseks tuleks õhutihedust vähendada vähemalt 1018 korda! Pange tähele, et Galaktika keskosas, kus tähtede tihedus on suhteliselt suur, juhtub aeg-ajalt tähtede kokkupõrkeid. Siin peaksime ootama ligikaudu ühte kokkupõrget iga miljoni aasta tagant, samas kui Galaktika “normaalsetes” piirkondades pole tähtede kokkupõrkeid kogu meie vähemalt 10 miljardi aasta vanuse tähesüsteemi evolutsiooni ajaloo jooksul praktiliselt toimunud ( vt 9. peatükk).
Oleme lühidalt välja toonud selle tähesüsteemi ulatuse ja kõige üldisema struktuuri, kuhu meie Päike kuulub. Samal ajal ei võetud üldse arvesse meetodeid, mille abil paljude aastate jooksul mitu põlvkonda astronoomid samm-sammult taastasid majesteetliku pildi Galaktika ehitusest. Sellele olulisele probleemile on pühendatud ka teisi raamatuid, millele me huvitatud lugejatele viitame (näiteks B.A. Vorontsov-Veljaminovi “Esseesid universumist”, Yu.N. Efremov “Universumi sügavustesse”). Meie ülesanne on anda ainult kõige üldisem pilt üksikute objektide ehitusest ja arengust Universumis. See pilt on selle raamatu mõistmiseks hädavajalik.
Riis. 5. Andromeeda udukogu satelliitidega
Astronoomid on juba mitu aastakümmet järjekindlalt uurinud teisi tähesüsteeme, mis on meie omaga enam-vähem sarnased. Seda uurimisvaldkonda nimetatakse "ekstragalaktiliseks astronoomiaks". Nüüd mängib ta astronoomias peaaegu juhtivat rolli. Viimase kolme aastakümne jooksul on ekstragalaktiline astronoomia teinud hämmastavaid edusamme. Tasapisi hakkasid esile kerkima Metagalaktika grandioossed kontuurid, millesse väikese osakesena kuulub ka meie tähesüsteem. Me ei tea Metagalaktikast ikka veel kõike. Objektide tohutu kaugus tekitab väga spetsiifilisi raskusi, mille lahendamiseks kasutatakse kõige võimsamaid vaatlusvahendeid koos põhjaliku teoreetilise uurimistööga. Ometi on metagalaktika üldine struktuur viimastel aastatel suuresti selgeks saanud. Metagalaktikat võime määratleda tähesüsteemide kogumina – galaktikatena, mis liiguvad meie vaadeldava universumi osa tohututes ruumides. Meie tähesüsteemile kõige lähemal asuvad galaktikad on kuulsad Magellani pilved, mis on lõunapoolkera taevas selgelt nähtavad kahe suure laiguna, mille pinna heledus on ligikaudu sama kui Linnutee. Kaugus Magellani pilvedeni on "vaid" umbes 200 tuhat valgusaastat, mis on üsna võrreldav meie galaktika koguulatusega. Teine meile "lähedane" galaktika on udukogu Andromeeda tähtkujus. See on palja silmaga nähtav 5. suurusjärgu ***** nõrga valgustähnina. Tegelikult on see tohutu tähemaailm oma tähtede arvu ja kogumassi poolest kolm korda suurem kui meie galaktikate seas, mis omakorda on galaktikate seas hiiglane. Kaugus Andromeeda udukoguni ehk, nagu astronoomid seda nimetavad, M 31 (see tähendab, et tuntud Messieri udukogude kataloogis on see number 31) on umbes 1800 tuhat valgusaastat, mis on umbes 20 korda suurem. Galaxy suurus. M 31 udukogul on selgelt määratletud spiraalne struktuur ja see on paljude omaduste poolest väga sarnane meie galaktikaga. Selle kõrval on selle väikesed ellipsoidsed satelliidid (joonis 5). Joonisel fig. Joonisel 6 on fotod mitmest meile suhteliselt lähedal asuvast galaktikast. Märkimisväärne on nende vormide lai valik. Koos spiraalsüsteemidega (sellised galaktikad on tähistatud sümbolitega Sа, Sb ja Sс, olenevalt spiraalstruktuuri arengu iseloomust; kui südamikku läbib "sild" (joon. 6a), on täht B S-tähe järel), on sfäärilisi ja ellipsoidseid, millel puuduvad igasugused spiraalse struktuuri jäljed, aga ka "ebakorrapärased" galaktikad, mille heaks näiteks on Magellani pilved. Suurtes teleskoopides vaadeldakse tohutul hulgal galaktikaid. Kui nähtavast 12. tähesuurusest heledamaid galaktikaid on umbes 250, siis 16. tähesuurusest heledamaid on juba umbes 50 tuhat. Kõige nõrgemad objektid, mida saab 5-meetrise peegli läbimõõduga peegelduva teleskoobiga piiril pildistada, on 24,5 tähesuurused. . Selgub, et miljardite selliste nõrkade objektide hulgas on enamus galaktikad. Paljud neist on meist kaugemal, kui valgus läbib miljardeid aastaid. See tähendab, et valgust, mis põhjustas plaadi mustaks muutumise, kiirgas nii kauge galaktika ammu enne Maa geoloogilise ajaloo arheani perioodi!
Riis. 6a. Ristspiraalgalaktika
Riis. 6b. Galaxy NGC 4594
Riis. 6s. Galaktikad Magellaani pilved
Mõnikord kohtate galaktikate seas hämmastavaid objekte, näiteks "raadiogalaktikaid". Need on tähesüsteemid, mis kiirgavad raadioulatuses tohutul hulgal energiat. Mõne raadiogalaktika puhul on raadiokiirguse voog mitu korda suurem kui optilise kiirguse voog, kuigi optilises vahemikus on nende heledus väga kõrge – mitu korda suurem kui meie galaktika koguheledus. Meenutagem, et viimane koosneb sadade miljardite tähtede kiirgusest, millest paljud kiirgavad omakorda palju tugevamini kui Päike. Sellise raadiogalaktika klassikaline näide on kuulus objekt Cygnus A. Optilises vahemikus on need kaks tähtsusetut 17. tähesuurusega valgustäppi (joonis 7). Tegelikult on nende heledus väga kõrge, umbes 10 korda suurem kui meie Galaxyl. See süsteem tundub nõrk, kuna asub meist tohutul kaugusel – 600 miljoni valgusaasta kaugusel. Cygnus A raadiokiirguse voog meetrilainetel on aga nii suur, et ületab isegi Päikesest lähtuva raadiokiirguse voo (perioodidel, mil Päikesel päikeselaike ei ole). Kuid Päike on väga lähedal - kaugus selleni on "ainult" 8 valgusminutit; 600 miljonit aastat – ja 8 minutit! Kuid kiirgusvood, nagu teada, on pöördvõrdelised kauguste ruutudega! Enamiku galaktikate spektrid meenutavad päikest; mõlemal juhul täheldatakse üksikuid tumedaid neeldumisjooni üsna heledal taustal. See pole ootamatu, kuna galaktikate kiirgus on neid moodustavate miljardite tähtede kiirgus, mis on enam-vähem sarnased Päikesega. Galaktikate spektrite hoolikas uurimine aastaid tagasi viis fundamentaalse tähtsusega avastuseni. Fakt on see, et mis tahes spektrijoone lainepikkuse nihke olemuse järgi laboristandardi suhtes saab määrata kiirgava allika liikumiskiiruse piki vaatejoont. Teisisõnu on võimalik kindlaks teha, millise kiirusega allikas läheneb või eemaldub.
Riis. 7. Raadiogalaktika Cygnus A
Kui valgusallikas läheneb, nihkuvad spektrijooned lühemate lainepikkuste suunas, kui see eemaldub, siis pikemate suunas. Seda nähtust nimetatakse "Doppleri efektiks". Selgus, et galaktikatel (välja arvatud mõned meile kõige lähemal asuvad) on spektrijooned, mis on alati nihutatud spektri pika lainepikkuse poole (joonte "punane nihe") ja mida suurem on galaktika kaugus. meist, seda suurem on selle nihke ulatus. See tähendab, et kõik galaktikad liiguvad meist eemale ja galaktikate eemaldudes suureneb "paisumise" kiirus. See saavutab tohutud väärtused. Näiteks punasest nihkest leitud raadiogalaktika Cygnus A majanduslanguse kiirus on ligi 17 tuhat km/s. 25 aastat tagasi kuulus rekord väga nõrgale (20. suurusjärgu optiliste kiirte puhul) raadiogalaktikale 3S 295. 1960. aastal saadi selle spekter. Selgus, et ioniseeritud hapniku hulka kuuluv tuntud ultraviolettkiirguse spektrijoon on nihutatud spektri oranži piirkonda! Siit on lihtne tuvastada, et selle hämmastava tähesüsteemi eemaldamise kiirus on 138 tuhat km/s ehk peaaegu pool valguse kiirusest! Raadiogalaktika 3S 295 on meist nii kaugel, et valgus läbib 5 miljardi aastaga. Nii uurisid astronoomid valgust, mis kiirgas Päikese ja planeetide tekkimisel ning võib-olla isegi “natuke” varem... Sellest ajast alates on avastatud veelgi kaugemaid objekte (6. peatükk). Me ei puuduta siin tohutul hulgal galaktikatest koosneva süsteemi laienemise põhjuseid. See keeruline küsimus on kaasaegse kosmoloogia teema. Universumi paisumise faktil on aga suur tähtsus selles elu arengu analüüsimisel (7. peatükk). Galaktikasüsteemi üldisele laienemisele kattuvad üksikute galaktikate muutlikud kiirused, tavaliselt mitusada kilomeetrit sekundis. Seetõttu ei esine meile lähimate galaktikate süstemaatilist punanihet. Lõppude lõpuks on nende galaktikate juhuslike (nn "omapäraste") liikumiste kiirused tavalisest punase nihke kiirusest suuremad. Viimane suureneb galaktikate eemaldumisel iga miljoni parseki kohta ligikaudu 50 km/s. Seega galaktikate puhul, mille kaugused ei ületa mitut miljonit parseki, ületavad juhuslikud kiirused punanihkest tingitud taandumise kiirust. Lähedal asuvate galaktikate seas on ka neid, mis meile lähenevad (näiteks Andromeeda udukogu M 31). Galaktikad ei ole metagalaktilises ruumis ühtlaselt jaotunud, s.t. püsiva tihedusega. Neil on ilmne kalduvus moodustada eraldi rühmi või klastreid. Eelkõige moodustab umbes 20 meie lähedal asuvast galaktikast koosnev rühm (sealhulgas meie galaktika) niinimetatud "kohaliku süsteemi". Kohalik süsteem on omakorda osa suurest galaktikate parvest, mille keskpunkt asub selles taevaosas, millele on projitseeritud Neitsi tähtkuju. Sellel klastril on mitu tuhat liiget ja see on üks suurimaid. Joonisel fig. Joonisel 8 on foto kuulsast galaktikaparvest Corona Borealise tähtkujus, kus on sadu galaktikaid. Parvedevahelises ruumis on galaktikate tihedus kümneid kordi väiksem kui parvede sees.
Riis. 8. Galaktikaparv Corona Borealise tähtkujus
Märkimisväärne on erinevus galaktikaid moodustavate tähtede parvede ja galaktikaparvede vahel. Esimesel juhul on parve liikmete vahelised kaugused tähtede suurustega võrreldes tohutud, samas kui galaktikate keskmised kaugused galaktikaparvedes on vaid mitu korda suuremad kui galaktikate suurus. Teisest küljest ei saa galaktikate arvu parvedes võrrelda galaktikate tähtede arvuga. Kui vaadelda galaktikate kogumit kui gaasi, kus molekulide rolli täidavad üksikud galaktikad, siis peame seda keskkonda pidama äärmiselt viskoosseks.
Tabel 1
|
Suur pauk |
|
|
Galaktikate teke (z~10) |
|
|
Päikesesüsteemi teke |
|
|
Maa haridus |
|
|
Elu tekkimine Maal |
|
|
Maa vanimate kivimite teke |
|
|
Bakterite ja sinivetikate välimus |
|
|
Fotosünteesi tekkimine |
|
|
Esimesed rakud tuumaga |
|
| pühapäev | esmaspäev | teisipäeval | kolmapäeval | neljapäeval | reedel | laupäeval |
| Hapnikuatmosfääri tekkimine Maal | Vägivaldne vulkaaniline tegevus Marsil | |||||
| Esimesed ussid | Ookeani plankton Trilobiidid | Ordoviitsium Esimene kala | Silur Taimed koloniseerivad maad | |||
| devoni Esimesed putukad Loomad asustavad maad | Esimesed kahepaiksed ja tiivulised | Süsinik Esimesed puud Esimesed roomajad | permi keel Esimesed dinosaurused | Mesosoikumi algus | triias Esimesed imetajad | Yura Esimesed linnud |
| Kriit Esimesed lilled | Tertsiaarne periood Esimesed primaadid | Esimesed hominiidid | Kvaternaarperiood Esimesed inimesed (~22:30) |
- * Astronoomiline ühik - keskmine kaugus Maast Päikeseni, mis on võrdne 149 600 tuhande km-ga.
- ** Võib-olla ainult tähtede ja planeetide kiirust astronoomias väljendatakse ühikutes "kilomeetrit sekundis".
- *** Galaktika tuuma keskel, 1 tk läbimõõduga piirkonnas, on ilmselt mitu miljonit tähte.
- **** Kasulik on meeles pidada lihtsat reeglit: kiirus 1 tk 1 miljoni aasta jooksul on peaaegu võrdne kiirusega 1 km/s. Jätame selle kontrollimise lugejale.
- ***** Tähtede kiirgusvoogu mõõdetakse nn tähesuuruste abil. Definitsiooni järgi on (i+1) tähesuurusega tähe voog 2,512 korda väiksem kui i-nda tähesuurusega tähe voog. Kuuendast tähesuurusest tuhmimad tähed pole palja silmaga nähtavad. Heledamad tähed on negatiivse tähesuurusega (näiteks Siiriuse tähesuurus on -1,5).
Arvame, et uurime tähti
aga selgus, et uurisime aatomit.
R. Feynman
Mida mõeldakse universumi all? Mis on mikromaailm, makromaailm ja megamaailm ning millised on nende mastaabid? Kuidas on meie võimalused piiratud megamaailma suurt ja mikromaailma väikseimat skaalat uurides?
Tund-loeng
Universumi pilt. Universumi all mõeldakse kõigi objektide kogumit, mida inimesed ühel või teisel viisil jälgivad. Neist vaid vähesed on meelte kaudu vaatlemiseks ligipääsetavad. Seda maailmaosa nimetatakse makrokosmos. Kõige väiksemad objektid (aatomid, elementaarosakesed) koosnevad mikrokosmos. Nimetatakse hiiglaslike mõõtmetega ja meist väga kaugel asuvaid objekte megamaailm.
Salvador Dali. Tuumarist
Arvake ära, miks S. Dali nimetas oma maali "Tuumaristiks".
Maailmade mastaap. Piirid nende maailmade vahel on üsna meelevaldsed. Selleks, et visualiseerida makromaailma, mikromaailma ja megamaailma objekte, suurendame või vähendame teatud sfääri vaimselt väga palju kordi.
Alustame 10 cm raadiusega sfäärist. See on makrokosmoses leiduva objekti tüüpiline suurus. Et kiiresti teadaoleva maailma piiridesse jõuda, peame sfääri mitu korda suurendama ja vähendama. Võtame miljardi kui nii suure arvu.
1. Suurendades 10 cm raadiusega kera miljard korda, saame 100 000 km raadiusega kera. Mis need suurused on? See on ligikaudu veerand Maa ja Kuu vahelisest kaugusest. Sellised vahemaad on inimese liikumiseks üsna kättesaadavad; Niisiis on astronaudid Kuud juba külastanud. Kõik, millel on seda järku mõõtmed, tuleks omistada makrokosmosele (joonis 8).
Riis. 8 Makrokosmose ulatus
2. Suurendades veel miljard korda, saame kera raadiusega 10 14 km. See. muidugi astronoomilised suurused. Astronoomias kasutatakse kauguste mõõtmise mugavuse huvides valgusühikuid, mis vastavad ajale, mis kulub valgusel teatud vahemaa läbimiseks.
Mis on kera raadiusega 10 valgust. aastat? Kaugus meile lähima täheni on ligikaudu 4 valgusaastat. aasta. (Loomulikult on Päike ka üks tähtedest, kuid antud juhul me seda ei arvesta.) Kera raadiusega 10 valgust. aastat, mille kese on Päikesel, sisaldab kümmekond tähte. Mitme valgusaasta pikkune vahemaa ei ole enam inimeste jaoks kättesaadav. Inimese poolt saavutatava kiirusega (umbes 30 km/s) on võimalik lähima täheni jõuda umbes 40 000 aasta pärast. Muid võimsaid mootoreid, näiteks neid, mis töötavad tuumareaktsioonide alusel, ei ole praegu isegi projektis olemas. Seega on inimkond lähitulevikus sunnitud leppima tõsiasjaga, et tähtede juurde reisimine on võimatu.
Muidugi on vahemaa 10 St. aastat kuulub juba megamaailma. Sellest hoolimata on see ruum meile kõige lähemal. Meile lähimatest tähtedest teame üsna palju: kaugused nendeni, nende pinna temperatuur on üsna täpselt mõõdetud, määratud on nende koostis, suurus ja mass. Mõnel tähel on satelliidid – planeedid. See teave saadi nende tähtede emissioonispektreid uurides. Võime öelda, et kera raadiusega 10 valgust. kosmost on aastaid üsna hästi uuritud.
3. Tehes veel ühe miljardikordse tõusu, saame kera raadiusega 10 miljardit valgust. aastat. Just sellel kaugusel meist asuvad kõige kaugemad objektid, mida saame jälgida. Nii oleme saanud sfääri, milles asuvad kõik vaadeldavad universumi objektid. Pange tähele, et meist nii kaugel asuvad objektid on väga eredad valgustid; Päikesega võrreldavat tähte poleks näha isegi kõige võimsamates teleskoopides.
Raske on öelda, mis jääb sellest sfäärist väljapoole. Üldtunnustatud hüpotees ütleb, et me ei saa üldse vaadelda objekte, mis asuvad meist kaugemal kui 13 miljardit valgusaastat. aastat. See asjaolu on tingitud asjaolust, et meie Universum sündis 13 miljardit aastat tagasi, mistõttu kaugemate objektide valgus pole lihtsalt veel meieni jõudnud. Niisiis, oleme jõudnud megamaailma piiridesse (joonis 9).
Riis. 9. Megamaailma mastaap
Universumi piir, mida me vaatleme, asub umbes 10 miljardi valgusaasta kaugusel. aastat.
Liigume nüüd mikromaailma sügavustesse. Redutseerides 10 cm raadiusega kera miljard korda, saame kera raadiusega 10 -8 cm = 10 -10 m = 0,1 nm. Selgub, et see on mikrokosmosele iseloomulik skaala. Aatomite ja kõige lihtsamate molekulide mõõtmed on selles järjekorras. Sellise ulatusega mikrokosmost on üsna hästi uuritud. Teame seadusi, mis kirjeldavad aatomite ja molekulide vastastikmõju.
Sellise suurusega objektid ei ole palja silmaga vaatlemiseks ligipääsetavad ega ole isegi kõige võimsamates mikroskoopides nähtavad, kuna nähtava valguse lainepikkus jääb vahemikku 300–700 nm, st tuhandeid kordi suurem kui valguse suurus. objektid. Aatomite ja molekulide struktuuri hinnatakse kaudsete andmete, eelkõige aatomite ja molekulide spektrite põhjal. Kõik aatomeid ja molekule kujutavad pildid on mudelpiltide viljad. Sellegipoolest võime eeldada, et aatomite ja molekulide maailma - umbes 0,1 nm suurust maailma - on juba päris hästi uuritud ja põhimõtteliselt uusi seadusi siia maailma ei teki.
Muidugi pole see maailm veel teadmiste piir; näiteks aatomituumade suurus on ligikaudu 10 000 korda väiksem. Redutseerides 0,1 nm raadiusega kera miljard korda, saame 10 -17 cm raadiusega sfääri ehk 10 -19 m. Oleme tegelikult jõudnud teadmiste piiridesse. Fakt on see, et kõige väiksemate aineosakeste - elektronide ja kvarkide (neist tuleb juttu §-s 29) - suurused on suurusjärgus 10 -16 cm, s.t veidi suuremad kui meie kera. Mis on elektronide ja kvarkide sees või teisisõnu, kas elektronid ja kvargid on liitosakesed, pole praegu teada. Võimalik, et 10 -17 cm suurus ei vasta enam ühelegi reaalsele aine struktuuriüksusele.
Seadusi, mis määravad aine liikumise ja ehituse 10 -15 - 10 -16 cm skaalal, pole veel täielikult uuritud. Kaasaegsed eksperimenteerimisvõimalused ei võimalda veel sügavamale mikromaailma tungida.
Mis on põhjused, miks meie juurdepääs väiksematele skaaladele on piiratud? Fakt on see, et mikroosakeste struktuuri uurimise peamine meetod on erinevate osakeste kokkupõrgete jälgimine. Loodusseadused on sellised, et väikese vahemaa tagant tõrjuvad osakesed üksteist. Seega, mida väiksemaid skaalasid teadlased uurivad, seda rohkem energiat tuleb anda põrkuvatele osakestele. See energia edastatakse kiirendites olevate osakeste kiirendamisel ja mida suurem on energia, mida on vaja edasi anda, seda suuremad peavad olema kiirendid. Kaasaegsed kiirendid on mitme kilomeetri suurused. Selleks, et liikuda veelgi kaugemale mikromaailma sügavustesse, on vaja maakera suuruseid kiirendeid.
Niisiis, nüüd peaksite ette kujutama, millisele mõõtkavale mikrokosmos vastab (joonis 10).
Mikromaailm 10. Mikromaailma mastaap
Mikromaailmas, makromaailmas ja megamaailmas avalduvad loodusseadused erineval moel. Mikromaailma objektidel on nii osakeste kui ka lainete omadused makro- ja megamaailmas selliseid objekte praktiliselt ei eksisteeri.
- Miks me ei saa vaadata universumi "horisondist kaugemale" – näha objekte, mis asuvad meist enam kui 13 miljardi valgusaasta kaugusel? aastat?
- Mis on ühist mega- ja mikromaailma uurimismeetoditel?
- Mõned mikroosakesed elavad 10–18 s, pärast mida lagunevad. Millega on võrreldav vastav valguse pikkusühik (vahemaa, mille valgus selle aja jooksul läbib)?
> Universumi mastaap
Kasutage võrgus universumi interaktiivne skaala: Universumi tegelikud mõõtmed, kosmoseobjektide, planeetide, tähtede, parvede, galaktikate võrdlus.
Me kõik mõtleme dimensioonidele üldiselt, näiteks teisele reaalsusele või meie ettekujutusele meid ümbritsevast keskkonnast. See on aga vaid osa sellest, mis mõõtmised tegelikult on. Ja eelkõige olemasolev arusaam Universumi skaala mõõtmised– seda on füüsikas kõige paremini kirjeldatud.
Füüsikud viitavad sellele, et mõõtmised on lihtsalt universumi skaala tajumise erinevad tahud. Näiteks neli esimest mõõdet hõlmavad pikkust, laiust, kõrgust ja aega. Kvantfüüsika järgi on aga ka teisi mõõtmeid, mis kirjeldavad universumi ja võib-olla kõigi universumite olemust. Paljud teadlased usuvad, et praegu on umbes 10 dimensiooni.
Universumi interaktiivne skaala
Universumi skaala mõõtmine
Esimene mõõde, nagu mainitud, on pikkus. Ühemõõtmelise objekti hea näide on sirgjoon. Sellel real on ainult pikkusmõõde. Teine mõõde on laius. See mõõde hõlmab pikkust, hea näide kahemõõtmelisest objektist oleks võimatult õhuke tasapind. Kahes dimensioonis olevaid asju saab vaadata ainult ristlõikes.
Kolmas mõõde hõlmab kõrgust ja see on meile kõige paremini tuttav mõõde. Koos pikkuse ja laiusega on see mõõtmete poolest universumi kõige selgemini nähtav osa. Parim füüsiline vorm selle mõõtme kirjeldamiseks on kuup. Kolmas mõõde eksisteerib siis, kui pikkus, laius ja kõrgus ristuvad.
Nüüd lähevad asjad veidi keerulisemaks, sest ülejäänud 7 dimensiooni on seotud mittemateriaalsete mõistetega, mida me ei saa otseselt jälgida, kuid mille olemasolust me teame. Neljas dimensioon on aeg. See on erinevus mineviku, oleviku ja tuleviku vahel. Seega oleks neljanda dimensiooni parim kirjeldus kronoloogia.
Teised dimensioonid käsitlevad tõenäosusi. Viies ja kuues dimensioon on seotud tulevikuga. Kvantfüüsika järgi võib olla suvaline arv võimalikke tulevikku, kuid on ainult üks tulemus ja selle põhjuseks on valik. Viies ja kuues dimensioon on seotud kõigi nende tõenäosuste bifurkatsiooniga (muutus, hargnemine). Põhimõtteliselt, kui saaksite juhtida viiendat ja kuuendat dimensiooni, võiksite minna ajas tagasi või külastada erinevaid tulevikku.
Mõõtmed 7 kuni 10 on seotud Universumi ja selle skaalaga. Need põhinevad asjaolul, et universumeid on mitu ja igaühel neist on oma reaalsuse mõõtmete jada ja võimalikud tulemused. Kümnes ja viimane mõõde on tegelikult üks kõigi universumite võimalikest tulemustest.
Interaktiivne |
(1
hinnangud, keskmine: 5,00
5-st)
Musta augu lähedal viibimine ei ole ühegi kosmoseobjekti jaoks kõige turvalisem variant. Lõppude lõpuks on need salapärased moodustised nii...
Päikesesüsteemist välja pääsedes leiad end oma elu elavate tähenaabrite hulgast. Aga milline täht on kõige lähemal? ...