Масштаби всесвіту коротко. Розмір всесвіту

Масштаби Всесвіту

Зоряні системи

Ви знаєте, що наша Земля зі своїм , інші планети та їхні супутники, комети та малі планети звертаються навколо Сонця, що всі ці тіла складають Сонячну систему. У свою чергу, Сонце та інші зірки, видимі на небі, входять у величезну зоряну систему - нашу Галактику. Найближча до Сонячної системи зірка знаходиться так далеко, що світло, яке поширюється зі швидкістю 300000 км/с, йде від неї до Землі. чотирьох років. Зірки є найпоширенішим типом небесних тіл, в одній тільки нашій Галактиці їх нараховується кілька сотень мільярдів. Обсяг, який займає ця зоряна система, такий великий, що світло може перетнути його тільки за 100 тис. Років.

Основними структурними одиницямиВсесвітом є «зіркові острови» - подібні до нашої. Одна з них знаходиться у сузір'ї Андромеди. Це - гігантська галактика, схожа за своєю будовою на нашу і складається з сотень мільярдів зірок. Світло від неї до Землі йдебільше 2 млн. Років.Галактика Андромеди разом із нашою Галактикою та ще кількома галактиками меншої маси утворюють так звану Місцеву групу. Деякі з зіркових систем цієї групи, у тому числі Велика і Мала Магелланова Хмара, галактики в сузір'ях Скульптора, Малої Ведмедиці, Дракона, Оріона є супутниками нашої Галактики. Разом із нею вони звертаються довкола загального центру мас. Саме розташування та рух галактик визначає будову та структуру Всесвіту в цілому.

Галактики такі далекі одна від одної, що неозброєним оком можна бачити лише три найближчі: дві - в Південній півкулі - Велика Магелланова хмара, Мала Магелланова хмара, а з північного всього одну - туманність Андромеди.

Карликова галактика в сузір'ї Стрільця- Найближча до. Ця невелика галактика настільки близька, що Чумацький шляхяк би поглинає її. Галактика у Стрільці лежить на відстані 80 тис. світлових років від Сонця та 52 тис. світлових років від центру Чумацького Шляху. Наступна найближча до нас галактика - Велика Магелланова Хмара, що знаходиться за 170 тисяч світлових років від нас. До 1994 року, коли була відкрита карликова галактикау сузір'ї Стрільця, думали, що самої близькою галактикоює Велика Магелланова Хмара.

Спочатку карликова галактика в Стрільці була сферою приблизно в 1000 світлових років у поперечнику. Але тепер її форма спотворена гравітацією Чумацького Шляху, і галактика розтягнулася завдовжки на 10 тис. світлових років. Декілька мільйонів зірок, які належать карлику в Стрільці, нині розпорошені по всьому сузір'ю Стрільця. Тому якщо просто дивитися на небо, то зірки цієї галактики неможливо відрізнити від зірок нашої власної Галактики.

Космічні відстані

Від найвіддаленіших галактик світло доходить до Землі за 10 млрд. років. Значна частина речовини зірок і галактик перебуває у таких умовах, створити які у земних лабораторіях неможливо. Весь космічний простір заповнений електромагнітним випромінюванням, гравітаційними та магнітними полями, між зірками в галактиках і між галактиками знаходиться дуже розріджена речовина у вигляді газу, пилу, окремих молекул, атомів та іонів, атомних ядер та елементарних частинок. Як відомо, відстань до найближчого до Землі небесного тіла - Місяця становить приблизно 400 000 км. Найбільш віддалені об'єкти розташовуються від нас на відстані, яка перевищує відстань до Місяця більш ніж у 10 разів. Спробуємо уявити розміри небесних тіл та відстані між ними у Всесвіті, скориставшись добре відомою моделлю – шкільним глобусом Землі, який у 50 млн. разів менший за нашу планету. У цьому випадку ми повинні зобразити Місяць кулькою діаметром приблизно 7 см, що знаходиться від глобуса на відстані близько 7,5 м. Модель Сонця матиме діаметр 28 м і знаходиться на відстані 3 км, а модель Плутона - найдальшої планети Сонячна система- буде віддалено від нас на 120 км. Найближча до нас зірка при такому масштабі моделі розташовуватиметься на відстані приблизно 800 000 км, тобто в 2 рази далі, ніж Місяць. Розміри нашої Галактики скоротяться приблизно до розмірів Сонячної системи, але найдальші зірки все ж таки будуть знаходитися за її межами.

Оскільки всі галактики від нас віддаляються, мимоволі складається враження, що наша Галактика знаходиться в центрі розширення, в нерухомій центральній точці Всесвіту, що розширюється. Насправді ми маємо справу з однією з астрономічних ілюзій. Розширення Всесвіту відбувається таким чином, що в ньому немає переважної нерухомої точки. Які б дві галактики ми не вибрали, відстань між ними з часом зростатиме. А це означає, що на якій би з галактик не виявився спостерігач, він також побачить картину розбігання зоряних островів, аналогічну до тієї, яку бачимо і ми.

Місцева групазі швидкістю, що дорівнює кільком сотням кілометрів на секунду, рухається у напрямку ще одного скупчення галактик у сузір'ї Діви. Скупчення в Діві є центром ще більш гігантської системи зоряних островів. Надскупчення галактик, яке включає і місцеву групу разом з нашою Галактикою. Згідно з наглядовими даними, надскоплення включають понад 90 % всіх існуючих галактикі займають близько 10% всього обсягу простору нашого Всесвіту. Надскупчення мають маси близько 10 15 мас Сонця. Сучасним засобамастрономічних досліджень доступна колосальна область простору радіусом близько 10-12 млрд світлових років. У цій галузі, за сучасними оцінками, розташовано 10 10 галактик. Їхня сукупність отримала назву Метагалактики.

Отже, ми живемо в нестаціонарному Всесвіті, що розширюється, який змінюється з часом і минуле якого нетотожно його сучасному стану, а сучасне - майбутньому.

Шановні відвідувачі!

Були часи, коли світ людей обмежувався поверхнею Землі, що у них під ногами. З розвитком техніки людство розширило свій кругозір. Тепер люди замислюються про те, чи є межі нашого світу і які масштаби Всесвіту? Насправді її реальні розміри не може уявити жодна людина. Оскільки ми не маємо відповідних орієнтирів. Навіть професійні астрономи малюють собі (хоча б уявою) зменшені у багато разів моделі. Принциповим є точне співвідношення габаритів, які мають об'єкти Всесвіту. А при вирішенні математичних завдань вони взагалі не важливі, тому що виявляються просто числами, якими оперує астроном.

Про будову Сонячної системи

Щоб говорити про масштаби Всесвіту, потрібно спочатку розібратися з тим, що знаходиться до нас найближче. По-перше, це зірка, яка називається Сонцем. По-друге – планети, що обертаються навколо неї. Крім них, є ще супутники, що рухаються навколо деяких І не треба забувати про

Планети в цьому переліку цікавлять людей з давніх-давен, оскільки вони є найдоступнішими для спостереження. З їхнього вивчення почала розвиватися наука про будову Всесвіту — астрономія. Центром Сонячної системи визнано зірку. Вона є ще й найбільшим її об'єктом. Якщо порівнювати із Землею, то Сонце за обсягом більше мільйон разів. Воно тільки здається порівняно маленьким, оскільки сильно віддалено від нашої планети.

Усі планети Сонячної системи поділяються на три групи:

• Земна. До неї входять планети, які схожі на Землю за зовнішніми ознаками. Наприклад, це Меркурій, Венера та Марс.
• Об'єкти-гіганти. Вони мають набагато більші розміри порівняно з першою групою. До того ж у їхньому складі багато газів, тому вони ще називаються газовими. Сюди відносять Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун.
• Планети-карлики. Вони, по суті, є великими астероїдами. Один із них донедавна був включений до складу основних планет – це Плутон.

Планети «не розлітаються» від Сонця завдяки силі тяжіння. А впасти на зірку вони не можуть через великі швидкості. Об'єкти дійсно дуже спритні. Наприклад, швидкість Землі приблизно дорівнює 30 кілометрів на секунду.

Як порівняти розміри об'єктів Сонячної системи?

Перед тим як ви спробуєте уявити масштаби Всесвіту, варто розібратися з Сонцем і планетами. Адже їх теж складно співвіднести один з одним. Найчастіше умовний розмір вогненної зірки ототожнюють з більярдною кулею, діаметр якої дорівнює 7 см. Варто відзначити, що насправді вона досягає близько 1400 тис. км. У такому «іграшковому» макеті перша планета від Сонця (Меркурій) опиняється на відстані 2 метри 80 сантиметрів. При цьому кулька Землі матиме в діаметрі лише половину міліметра. Він розташований від зірки на відстані 7,6 метрів. Відстань до Юпітера в цьому масштабі дорівнюватиме 40 м, а до Плутона — 300 м.

Якщо говорити про об'єкти, які знаходяться за межами Сонячної системи, то найближча зірка – Проксима Центавра. Вона буде видалена так сильно, що це спрощення виявляється надто маленьким. І це при тому, що вона знаходиться у межах Галактики. Що ж казати про масштаби Всесвіту. Як бачимо, вона фактично безмежна. Завжди хочеться дізнатися, як співвідносяться Земля та Всесвіт. І після отримання відповіді не віриться в те, що наша планета і навіть Галактика є нікчемною частиною величезного світу.

Які одиниці застосовуються для вимірювання відстаней у космосі?

Сантиметр, метр і навіть кілометр - всі ці величини виявляються нікчемними вже в межах Сонячної системи. Що ж казати про Всесвіт. Щоб зазначити відстань у межах Галактики, використовується величина, названа світловим роком. Це час, який буде потрібний світлу, що рухається протягом одного року. Нагадаємо, що одна світлова секунда дорівнює майже 300 тисяч км. Тому при переведенні у звичні кілометри світловий рік виявляється приблизно рівним 10 тисяч мільярдів. Уявити його неможливо, тому масштаби Всесвіту неймовірні для людини. Якщо потрібно вказати відстань між сусідніми галактиками, то й світловий рік виявляється недостатнім. Потрібна ще більша величина. Нею виявився парсек, що дорівнює 3,26 світлового року.

Як улаштована Галактика?

Вона є гігантською освітою, що складається із зірок та туманностей. Невелику їхню частину видно щоночі на небосхилі. Структура нашої Галактики дуже складна. Її можна вважати сильно стислим еліпсоїдом обертання. Причому в нього виділяють екваторіальну частину та центр. Екватор Галактики здебільшогоскладають газові туманності та гарячі масивні зірки. У Чумацькому шляху ця частина знаходиться в центральній його області.

Сонячна система не є винятком із правил. Вона також розташована поблизу екватора Галактики. До речі, основна частина зірок утворює величезний диск, діаметр якого дорівнює 100 тисяч а товщина - 1500 . Якщо повернутись до того масштабу, який був використаний для представлення Сонячної системи, то розміри Галактики стануть пропорційними. Це неймовірна цифра. Тому Сонце із Землею виявляються крихтами в Галактиці.

Які об'єкти існують у Всесвіті?

Перелічимо найголовніші:

• Зірки - масивні самосвітлі кулі. Вони виникають із середовища, що складається і суміші пилу та газів. Більшу частину становлять водень і гелій.
• Реліктове випромінювання. Ним є такі, що поширюються в космосі. Його температура – ​​270 градусів Цельсія. Причому це випромінювання однаково в усіх напрямках. Ця властивість називається ізотропністю. До того ж із ним пов'язують деякі загадки Всесвіту. Наприклад, стало зрозуміло, що він виник у момент великого вибуху. Тобто існує від початку існування Всесвіту. Воно ж підтверджує думку, що вона розширюється однаково за всіма напрямами. Причому це твердження є справедливим не тільки для теперішнього часу. Так було й на самому початку.
• Тобто прихована маса. Це об'єкти Всесвіту, які не можна досліджувати прямим спостереженням. Іншими словами, вони не випромінюють електромагнітні хвилі. Але гравітаційний вплив на інші тіла.
• Чорні діри. Вони недостатньо вивчені, але дуже відомі. Це сталося через масовий опис таких об'єктів у фантастичних творах. По суті, чорною діркою є тіло, від якого не може поширитись електромагнітне випромінюваннячерез те, що друга космічна швидкість на ньому дорівнює Варто згадати, що саме другу космічну швидкістьнеобхідно повідомити предмет, щоб він залишив космічний об'єкт.

У Всесвіті, крім того, є ще квазари та пульсари.

Загадковий Всесвіт

У ній багато того, що ще до кінця не відкрито, не вивчено. Та й те, що вдалося виявити, часто підкидає нові питання та пов'язані з ними загадки Всесвіту. До них можна віднести навіть усім відому теорію « Великого вибуху». Вона є лише умовною доктриною, оскільки людство може лише здогадуватися про те, як це відбувалося.

Друга загадка – вік Всесвіту. Його вдається порахувати приблизно за вже згаданим реліктовим випромінюванням, спостереженням за кульовими скупченнями та іншим об'єктам. Сьогодні вчені зійшлися на думці, що вік Всесвіту приблизно дорівнює 13,7 мільярда років. Ще одна таємниця – якщо життя на інших планетах? Адже не лише у Сонячній системі виникли відповідні умови, і з'явилася Земля. І Всесвіт, швидше за все, сповнений подібними утвореннями.

Одна?

А що знаходиться за межами Всесвіту? Що там, куди не проник людський погляд? Чи є щось за цим кордоном? Якщо так, то скільки всесвітів існує? Це питання, на які вченим тільки належить знайти відповіді. Наш світ подібний до коробки з сюрпризами. Колись здавалося, що він складається тільки із Землі та Сонця, з невеликою кількістю зірок на небі. Потім світогляд розширився. Відповідно і кордони розсунулися. Не дивно, що багато світлих розумів вже давно дійшли висновку, що Всесвіт - лише частина ще більшої освіти.

Частина перша АСТРОНОМІЧНИЙ АСПЕКТ ПРОБЛЕМИ

Мал. 1. Планети Сонячної системи

Ми можемо наочно надати відносні масштаби Сонячної системи наступним чином. Нехай Сонце зображується більярдною кулею діаметром 7 см. Тоді найближча до Сонця планета - Меркурій знаходиться від нього в цьому масштабі на відстані 280 см. Земля - ​​на відстані 760 см, гігант - планета Юпітер віддалена на відстань близько 40 м, а найдальша багато в чому поки що загадковий Плутон - на відстань близько 300м. Розміри земної кулі в цьому масштабі трохи більше 0,5 мм, місячний діаметр - трохи більше 0,1 мм, а орбіта Місяця має діаметр близько 3 см. Навіть найближча до нас зірка - Проксима Центавра віддалена від нас на таке велика відстань, Що порівняно з ним міжпланетні відстані не більше Сонячної системи здаються справжніми дрібницями. Читачі, звісно, ​​знають, що з виміру міжзоряних відстаней такою одиницею довжини, як кілометр, будь-коли користуються **). Ця одиниця вимірів (як і сантиметр, дюйм тощо) виникла з потреб практичної діяльностілюдства Землі. Вона зовсім непридатна для оцінки космічних відстаней, надто великих у порівнянні з кілометром. У популярній літературі, котрий іноді у науковій, з метою оцінки міжзоряних і міжгалактичних відстаней як одиницю виміру використовують " світловий рік " . Це така відстань, яка світло, рухаючись зі швидкістю 300 тис. км/с, минає протягом року. Легко переконатися, що світловий рік дорівнює 9,46×10 12 км, або близько 10 000 млрд км. У науковій літературідля вимірювання міжзоряних та міжгалактичних відстаней зазвичай застосовується особлива одиниця, що отримала назву "парсек";

1 парсек (пк) дорівнює 3,26 світлового року. Парсек визначається як така відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1 сек. дуги. Це дуже маленький кут. Достатньо сказати, що під таким кутом монета в одну копійку видно з відстані 3 км.

Мал. 2. Кульове скупчення 47 Тукана

Жодна із зірок – найближчих сусідок Сонячної системи – не знаходиться до нас ближче, ніж на 1 пк. Наприклад, згадана Проксима Центавра віддалена від нас на відстань близько 1,3 пк. У тому масштабі, у якому зобразили Сонячну систему, це відповідає 2 тис. км. Все це добре ілюструє велику ізольованість нашої Сонячної системи від навколишніх зоряних систем, деякі з цих систем, можливо, мають багато подібності. Але зірки, що оточують Сонце, і саме Сонце становлять лише мізерно малу частину гігантського колективу зірок і туманностей, який називається "Галактикою". Це скупчення зірок ми бачимо у ясні безмісячні ночі як смугу Чумацького Шляху, що перетинає небо. Галактика має досить складну структуру. У першому, найбрутальнішому наближенні ми можемо вважати, що зірки та туманності, з яких вона складається, заповнюють об'єм, що має форму сильно стисненого еліпсоїда обертання. Часто в популярній літературі форму Галактики порівнюють з двоопуклою лінзою. Насправді все значно складніше, і намальована картина є занадто грубою. Насправді виявляється, що різні типи зірок зовсім по-різному концентруються до центру Галактики та її "екваторіальної площині". Наприклад, газові туманності, а також дуже гарячі масивні зірки, сильно концентруються до екваторіальної площини Галактики (на небі цій площині відповідає велике коло, що проходить через центральні частини Чумацького Шляху. Разом про те вони виявляють значної концентрації до галактичного центру. З іншого боку, деякі типи зірок і зоряних скупчень(Так звані "кульові скупчення", рис. 2) майже ніякої концентрації до екваторіальної площини Галактики не виявляють, зате характеризуються величезною концентрацією у напрямку до її центру. Між цими двома крайніми типами просторового розподілу(яке астрономи називають "плоське" та "сферичне") знаходяться всі проміжні випадки. Все ж таки виявляється, що основна частина зірок у Галактиці знаходиться в гігантському диску, діаметр якого близько 100 тис. світлових років, а товщина близько 1500 світлових років. У цьому диску налічується трохи більше 150 млрд зірок різних типів. Наше Сонце - одна з цих зірок, що знаходиться на периферії Галактики поблизу її екваторіальної площини (точніше, "лише" на відстані близько 30 світлових років - величина досить мала в порівнянні з товщиною зіркового диска). Відстань від Сонця до ядра Галактики (чи її центру) становить близько 30 тис. світлових років. Зоряна щільність у Галактиці дуже нерівномірна. Найвища вона в області галактичного ядра, де, за останніми даними, досягає 2 тис. зірок на кубічний парсек, що майже в 20 тис. разів більше за середню зоряну щільність на околицях Сонця *** . З іншого боку, зірки мають тенденцію утворювати окремі групи чи скупчення. Хорошим прикладом такого скупчення є плеяди, які видно на нашому зимовому небі (рис. 3). У Галактиці є структурні деталі набагато більших масштабів. Дослідженнями останніх років доведено, що туманності та гарячі масивні зірки розподілені вздовж гілок спіралі. Особливо добре спіральна структура помітна в інших зіркових систем - галактик (з маленької літери, на відміну від нашої зіркової системи - Галактики). Одна з таких галактик зображена на рис. 4. Встановити спіральну структуру Галактики, в якій ми самі знаходимося, виявилося дуже важко.

Мал. 3. Фотографія зоряного скупчення Плеяд

Мал. 4. Спіральна галактика NGC 5364

Зірки та туманності в межах Галактики рухаються досить складним чином. Насамперед вони беруть участь у обертанні Галактики навколо осі, перпендикулярної до її екваторіальної площини. Це обертання не таке, як у твердого тіла: різні ділянки Галактики мають різні періоди обертання. Так, Сонце і оточуючі його у величезній області розмірами кілька сотень світлових років зірки здійснюють повний оборот за час близько 200 млн років. Оскільки Сонце разом із сім'єю планет існує, мабуть, близько 5 млрд років, то за час своєї еволюції (від народження з газової туманності до нинішнього стану) воно зробило приблизно 25 обертів навколо осі обертання Галактики. Ми можемо сказати, що вік Сонця - всього лише 25 "галактичних років", скажімо прямо - вік квітучий... Швидкість руху Сонця та сусідніх із ним зірок по їх майже круговим галактичним орбітам досягає 250 км/с****. На цей регулярний рух навколо галактичного ядра накладаються хаотичні, безладні рухи зірок. Швидкості таких рухів значно менше - близько 10-50 км/с, причому об'єктів різних типів вони різні. Найменше швидкості у гарячих масивних зірок (6-8 км/с), у зірок сонячного типувони близько 20 км/с. Чим менші ці швидкості, тим паче " плоским " є розподіл цього типу зірок. У тому масштабі, яким ми скористалися для наочного уявлення Сонячної системи, розміри Галактики становитимуть 60 млн км - величина, вже досить близька відстані від Землі до Сонця. Звідси ясно, що в міру проникнення у дедалі більш віддалені області Всесвіту цей масштаб не годиться, оскільки втрачає наочність. Тому ми приймемо інший масштаб. Подумки зменшимо земну орбіту до розмірів самої внутрішньої орбіти атома водню у класичній моделі Бора. Нагадаємо, що радіус цієї орбіти дорівнює 0,53x10 -8 см. Тоді найближча зірка буде на відстані приблизно 0,014 мм, центр Галактики - на відстані близько 10 см, а розміри нашої зіркової системи будуть близько 35 см. Діаметр Сонця матиме мікроскопічні розміри : 0,0046 А (ангстрем-одиниця довжини, що дорівнює 10 -8 см).

Ми вже підкреслювали, що зірки віддалені одна від одної на величезні відстані і тим самим практично ізольовані. Зокрема, це означає, що зірки майже ніколи не стикаються одна з одною, хоча рух кожної з них визначається полем сили тяжіння, створюваним усіма зірками в Галактиці. Якщо ми розглядатимемо Галактику як деяку область, наповнену газом, причому роль газових молекул і атомів відіграють зірки, то ми повинні вважати цей газ вкрай розрідженим. На околицях Сонця середня відстань між зірками приблизно в 10 млн разів більша, ніж середній діаметр зірок. Тим часом за нормальних умов у звичайному повітрі середня відстань між молекулами лише в кілька десятків разів більша за розміри останніх. Щоб досягти такого ж ступеня відносного розрідження, щільність повітря слід зменшити принаймні в 1018 разів! Зауважимо, однак, що в центральній області Галактики, де зоряна щільність відносно висока, зіткнення між зірками час від часу відбуватимуться. Тут слід очікувати приблизно одне зіткнення кожен мільйон років, тоді як у "нормальних" областях Галактики за всю історію еволюції нашої зіркової системи, що налічує принаймні 10 млрд років, зіткнень між зірками практично не було (див. гл. 9 ).

Ми коротко окреслили масштаб і загальну структуру тієї зіркової системи, до якої належить наше Сонце. При цьому зовсім не розглядалися ті методи, за допомогою яких багато років поколінь астрономів крок за кроком відтворювали величну картину будови Галактики. Цією важливій проблеміприсвячені інші книги, до яких ми відсилаємо читачів, що цікавляться (наприклад, Б.А.Воронцов-Вельяминов "Нариси про Всесвіт", Ю.Н. Єфремов "У глибини Всесвіту"). Наше завдання – дати лише найзагальнішу картину будови та розвитку окремих об'єктів Всесвіту. Така картина необхідна розуміння цієї книжки.

Мал. 5. Туманність Андромеди із супутниками

Вже кілька десятиліть астрономи наполегливо вивчають інші зіркові системи, тією чи іншою мірою подібні до нашої. Ця сфера досліджень отримала назву "позагалактичної астрономії". Вона зараз відіграє чи не провідну роль в астрономії. Протягом останніх трьох десятиліть позагалактична астрономія досягла разючих успіхів. Потроху стали вимальовуватись грандіозні контури Метагалактики, до складу якої наша зіркова система входить як мала частка. Ми ще далеко не всі знаємо про Метагалактику. Величезна віддаленість об'єктів створює цілком специфічні труднощі, які вирішуються шляхом застосування найпотужніших засобів спостереження разом із глибокими теоретичними дослідженнями. Все ж таки загальна структура Метагалактики в Останніми рокамипереважно стала ясною. Ми можемо визначити Метагалактику як сукупність зіркових систем - галактик, що рухаються у величезних просторах спостерігається нами частини Всесвіту. Найближчі до нашої зірковій системіГалактики - знамениті Магелланови Хмари, добре видно на небі південної півкулі як дві великі плями приблизно такої ж поверхневої яскравості, як і Чумацький Шлях. Відстань до Магелланових Хмар "всього" близько 200 тис. світлових років, що цілком порівняно з загальною протяжністюнашої Галактики. Інша "близька" до нас галактика – це туманність у сузір'ї Андромеди. Вона видна неозброєним оком як слабка світлова плямка 5-ї зіркової величини*****. Насправді це величезний зоряний світ, що за кількістю зірок і повною масою втричі перевищує нашу Галактику, яка в свою чергу є гігантом серед галактик. Відстань до туманності Андромеди, або, як її називають астрономи, М 31 (це означає, що у відомому каталозі туманностей Месьє вона занесена за № 31), близько 1800 тис. світлових років, що приблизно в 20 разів перевищує розміри Галактики. Туманність М 31 має явно виражену спіральну структуру і з багатьох своїх характеристик дуже нагадує нашу Галактику. Поруч із нею знаходяться її невеликі супутники еліпсоїдальної форми (рис. 5). На рис. 6 наведено фотографії кількох порівняно близьких до нас галактик. Привертає увагу велика різноманітність їх форм. Поряд зі спіральними системами (такі галактики позначаються символами Sа, Sb і Sс залежно від характеру розвитку спіральної структури; за наявності проходить через ядро ​​"перемички" (рис. 6а) після букви S ставиться буква В) зустрічаються сфероїдальні та еліпсоїдальні, позбавлені будь-яких слідів спіральної структури, а також "неправильні" галактики, гарним прикладомяких можуть служити Магелланові Хмари. У великі телескописпостерігається безліч галактик. Якщо галактик яскравіший за видиму 12-у величину налічується близько 250, то яскравіший за 16-й - вже близько 50 тис. Найслабші об'єкти, які на межі може сфотографувати телескоп-рефлектор з діаметром дзеркала 5 м, мають 24,5-у величину. Виявляється, що серед мільярдів таких найслабших об'єктів більшість становлять галактики. Багато хто з них віддалений від нас на відстані, які світло проходить за мільярди років. Це означає, що світло, що викликало почорніння платівки, було випромінювано такою віддаленою галактикою ще задовго до архейського періоду. геологічної історіїЗемлі!

Мал. 6а. Галактика типу "пересіченої спіралі"

Мал. 6б. Галактика NGC 4594

Мал. 6с. Галактики Магелланові хмари

Іноді серед галактик трапляються дивовижні об'єкти, наприклад, "радіогалактики". Це такі зіркові системи, які випромінюють величезну кількість енергії у радіодіапазоні. У деяких радіогалактик потік радіовипромінювання в кілька разів перевищує потік оптичного випромінювання, хоча в оптичному діапазоні їхня світність дуже велика ~ у кілька разів перевищує повну світність нашої Галактики. Нагадаємо, що остання складається з випромінювання сотень мільярдів зірок, багато з яких у свою чергу випромінюють значно сильніше Сонця. Класичний прикладТакий радіогалактики - знаменитий об'єкт Лебідь А. В оптичному діапазоні це дві нікчемні світлові плями 17-ї зіркової величини (рис. 7). Насправді їхня світність дуже велика, приблизно в 10 разів більша, ніж у нашої Галактики. Слабкіша ця система здається тому, що вона віддалена від нас на величезну відстань - 600 млн світлових років. Однак потік радіовипромінювання від Лебедя на метрових хвилях настільки великий, що перевищує навіть потік радіовипромінювання від Сонця (у періоди, коли на Сонці немає плям). Але Сонце дуже близько - відстань до нього "лише" 8 світлових хвилин; 600 млн років - та 8 хв! Адже потоки випромінювання, як відомо, обернено пропорційні квадратам відстаней! Спектри більшості галактик нагадують сонячний; в обох випадках спостерігаються окремі темні лінії поглинання досить яскравому тлі. У цьому немає нічого несподіваного, тому що випромінювання галактик - це випромінювання мільярдів зірок, що входять до їх складу, більш-менш схожих на Сонце. Уважне вивчення спектрів галактик багато років тому дозволило зробити одне відкриття фундаментальної ваги. Справа в тому, що за характером зміщення довжини хвилі будь-якої спектральної лінії по відношенню до лабораторного стандарту можна визначити швидкість руху джерела випромінювання з променю зору. Іншими словами, можна встановити, з якою швидкістю джерело наближається чи видаляється.

Мал. 7. Радіогалактика Лебідь А

Якщо джерело світла наближається, спектральні лінії зміщуються у бік коротших хвиль, якщо видаляється - у бік довших. Це називається " ефектом Доплера " . Виявилося, що у галактик (за винятком небагатьох, найближчих до нас) спектральні лінії завжди зміщені в довгохвильову частину спектра ("червоне зміщення" ліній), причому величина цього зміщення тим більше, чим віддаленіша від нас галактика. Це означає, що це галактики віддаляються від нас, причому швидкість " розльоту " в міру видалення галактик зростає. Вона сягає величезних значень. Так, наприклад, знайдена за червоним усуненням швидкість видалення радіогалактики Лебідь А близька до 17 тис. км/с. Ще двадцять п'ять років тому рекорд належав дуже слабкій (в оптичних променях 20-ї величини) радіогалактиці ЗС 295. У 1960 р. було отримано її спектр. Виявилося, що відому ультрафіолетову спектральну лінію, що належить іонізованому кисню, зміщено в помаранчеву область спектру! Звідси легко знайти, що швидкість видалення цієї дивовижної зіркової системи становить 138 тис. км/с, або майже половину швидкості світла! Радіо галактика ЗС 295 віддалена від нас на відстань, що світло проходить за 5 млрд років. Таким чином, астрономи досліджували світло, яке було випромінюване тоді, коли утворювалися Сонце і планети, а можливо, навіть "трохи" раніше... Відтоді відкрито ще більш віддалені об'єкти (гл. 6). Причини розширення системи, що складається з величезної кількості галактик, ми торкатися тут не будемо. Цей важке питанняє предметом сучасної космології. Однак сам факт розширення Всесвіту має велике значення для аналізу розвитку життя в ньому (гл. 7). На загальне розширення системи галактик накладаються безладні швидкості окремих галактик, зазвичай рівні кільком сотням кілометрів на секунду. Саме тому найближчі до нас галактики не виявляють систематичного червоного усунення. Адже швидкості безладних (так званих "пекулярних") рухів для цих галактик більші за регулярну швидкість червоного зміщення. Остання зростає в міру видалення галактик приблизно на 50 км/с, кожен мільйон парсек. Тому для галактик, відстані до яких не перевищують кількох мільйонів парсек, безладні швидкості перевищують швидкість видалення, зумовлену червоним усуненням. Серед близьких галактик спостерігаються такі, що наближаються до нас (наприклад, туманність Андромеди М 31). Галактики не розподілені у метагалактичному просторі поступово, тобто. із постійною щільністю. Вони виявляють яскраво виражену тенденцію утворювати окремі групи чи скупчення. Зокрема, група приблизно з 20 близьких до нас галактик (включаючи нашу Галактику) утворює так звану "місцеву систему". У свою чергу місцева система входить до велике скупченнягалактик, центр якого знаходиться у тій частині неба, на яку проектується сузір'я Діви. Це скупчення налічує кілька тисяч членів і належить до найбільших. На рис. 8 наведено фотографію відомого скупчення галактик у сузір'ї Північної Корони, що налічує сотні галактик. У просторі між скупченнями щільність галактик у десятки разів менша, ніж усередині скупчень.

Мал. 8. Скупчення галактик у сузір'ї Північної Корони

Привертає увагу різниця між скупченнями зірок, що утворюють галактики, і скупченнями галактик. У першому випадку відстані між членами скупчення величезні в порівнянні з розмірами зірок, у той час як середні відстані між галактиками в скупченнях галактик лише в кілька разів більше, ніж розміри галактик. З іншого боку, число галактик у скупченнях не йде в жодне порівняння з числом зірок у галактиках. Якщо розглядати сукупність галактик як газ, де роль молекул - грають окремі галактики, ми повинні вважати це середовище надзвичайно в'язкою.

Таблиця 1

• * Астрономічна одиниця - середня відстань від Землі до Сонця, що дорівнює 149600 тис. км.
• ** Мабуть, лише швидкості зірок та планет в астрономії виражаються в одиницях "кілометр на секунду".
• *** У самому центрі галактичного ядра в області діаметром в 1 пк знаходиться, мабуть, кілька мільйонів зірок.
• **** Корисно запам'ятати просте правило: швидкість 1 пк за 1 млн років майже дорівнює швидкості 1 км/с. Надаємо читачеві переконатися у цьому.
• ***** Потік випромінювання від зірок вимірюється так званими "зоряними величинами". За визначенням, потік від зірки (i+1)-ї величини в 2,512 рази менше, ніж від зірки i-ї величини. Зірки слабші за 6-у величину неозброєним оком не видно. Найяскравіші зірки мають негативну зоряну величину (наприклад, у Сіріуса вона дорівнює -1,5).

Якби автор у процесі цієї роботи вдавався до філософських роздумів про жахливість розмірів Галактики, про неймовірну розрідженість газу, з якого складається галактична корона, про нікчемність нашої малютки-планети та власного буття та про інші інші не менш правильні предмети, роботу над проблемами сонячної та галактичної. корон припинилася б автоматично...

Нехай простить мені читач цей "ліричний відступ". Я не сумніваюся, що й у інших астрономів виникали такі ж думки, що вони працювали над своїми проблемами. Мені здається, що іноді корисно ближче познайомитися з "кухнею" наукової роботи.

Ще порівняно недавно земна куля видавалася людині величезною. Понад три роки знадобилося відважним сподвижникам Магеллана, щоб майже півтисячі років тому ціною неймовірних поневірянь зробити першу навколосвітню подорож. Дещо більше 100 років минуло з того часу, коли винахідливий герой фантастичного роману Жюля Верна здійснив, користуючись останніми досягненнями техніки того часу, подорож навколо світу за 80 діб. І минуло лише трохи менше 50 років з тих пам'ятних для всього людства днів, коли перший радянський космонавт Гагарін облетів на легендарному космічному кораблі "Схід" земну кулю за 89 хв. І думки людей мимоволі звернулися до величезних просторів космосу, в яких загубилася невелика планета Земля.

1 парсек (пк) дорівнює 3,26 світлового року. Парсек визначається як така відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1 сек. дуги. Це дуже маленький кут. Достатньо сказати, що під таким кутом монета в одну копійку видно з відстані 3 км.

Жодна із зірок – найближчих сусідок Сонячної системи – не знаходиться до нас ближче, ніж на 1 пк. Наприклад, згадана Проксима Центавра віддалена від нас на відстань близько 1,3 пк. У тому масштабі, у якому зобразили Сонячну систему, це відповідає 2 тис. км. Все це добре ілюструє велику ізольованість нашої Сонячної системи від навколишніх зоряних систем, деякі з цих систем, можливо, мають багато подібності.

Але зірки, що оточують Сонце, і саме Сонце становлять лише мізерно малу частину гігантського колективу зірок і туманностей, який називається "Галактикою". Це скупчення зірок ми бачимо у ясні безмісячні ночі як смугу Чумацького Шляху, що перетинає небо. Галактика має досить складну структуру. У першому, найбрутальнішому наближенні ми можемо вважати, що зірки та туманності, з яких вона складається, заповнюють об'єм, що має форму сильно стисненого еліпсоїда обертання. Часто в популярній літературі форму Галактики порівнюють з двоопуклою лінзою. Насправді все значно складніше, і намальована картина є занадто грубою. Насправді виявляється, що різні типи зірок зовсім по-різному концентруються до центру Галактики та її "екваторіальної площині". Наприклад, газові туманності, а також дуже гарячі масивні зірки сильно концентруються до екваторіальної площини Галактики (на небі цій площині відповідає велике коло, що проходить через центральні частини Чумацького Шляху). Разом про те вони виявляють значної концентрації до галактичного центру. З іншого боку, деякі типи зірок і зоряних скупчень (так звані "кульові скупчення") майже ніякої концентрації до екваторіальної площини Галактики не виявляють, зате характеризуються величезною концентрацією до її центру. Між цими двома крайніми типами просторового розподілу (яке астрономи називають "плоське" і "сферичне") перебувають усі проміжні випадки. Все ж таки виявляється, що основна частина зірок у Галактиці знаходиться в гігантському диску, діаметр якого близько 100 тис. світлових років, а товщина близько 1500 світлових років. У цьому диску налічується трохи більше 150 млрд зірок різних типів. Наше Сонце - одна з цих зірок, що знаходиться на периферії Галактики поблизу її екваторіальної площини (точніше, "лише" на відстані близько 30 світлових років - величина досить мала в порівнянні з товщиною зіркового диска).

Відстань від Сонця до ядра Галактики (чи її центру) становить близько 30 тис. світлових років. Зоряна щільність у Галактиці дуже нерівномірна. Найвища вона в області галактичного ядра, де, за останніми даними, досягає 2 тис. зірок на кубічний парсек, що майже в 20 тис. разів більше за середню зоряну щільність в околицях Сонця. З іншого боку, зірки мають тенденцію утворювати окремі групи чи скупчення. Хорошим прикладом такого скупчення є Плеяди, які видно на нашому зимовому небі.

У Галактиці є структурні деталі набагато більших масштабів. Дослідженнями доведено, що туманності та гарячі масивні зірки розподілені вздовж гілок спіралі. Особливо добре спіральна структура помітна в інших зіркових систем - галактик (з маленької літери, на відміну від нашої зіркової системи - Галактики). Встановити спіральну структуру Галактики, в якій ми самі знаходимося, виявилося дуже важко.

Зірки та туманності в межах Галактики рухаються досить складним чином. Насамперед вони беруть участь у обертанні Галактики навколо осі, перпендикулярної до її екваторіальної площини. Це не таке, як у твердого тіла: різні ділянки Галактики мають різні періоди обертання. Так, Сонце і оточуючі його у величезній області розмірами кілька сотень світлових років зірки здійснюють повний оборот за час близько 200 млн років. Оскільки Сонце разом із сім'єю планет існує, мабуть, близько 5 млрд років, то за час своєї еволюції (від народження з газової туманності до нинішнього стану) воно зробило приблизно 25 обертів навколо осі обертання Галактики. Ми можемо сказати, що вік Сонця - лише 25 "галактичних років", скажімо прямо - вік квітучий.

Швидкість руху Сонця та сусідніх із ним зірок за їх майже круговими галактичними орбітами досягає 250 км/с. На цей регулярний рух навколо галактичного ядра накладаються хаотичні, безладні рухи зірок. Швидкості таких рухів значно менше - близько 10-50 км/с, причому об'єктів різних типів вони різні. Найменше швидкості у гарячих масивних зірок (6-8 км/с), у зірок сонячного типу вони близько 20 км/с. Чим менші ці швидкості, тим паче " плоским " є розподіл цього типу зірок.

У тому масштабі, яким ми скористалися для наочного уявлення Сонячної системи, розміри Галактики становитимуть 60 млн км - величина, вже досить близька відстані від Землі до Сонця. Звідси ясно, що в міру проникнення у дедалі більш віддалені області Всесвіту цей масштаб не годиться, оскільки втрачає наочність. Тому ми приймемо інший масштаб. Подумки зменшимо земну орбіту до розмірів самої внутрішньої орбіти атома водню в класичній моделі Бора. Нагадаємо, що радіус цієї орбіти дорівнює 0,53x10 -8 см. Тоді найближча зірка буде на відстані приблизно 0,014 мм, центр Галактики - на відстані близько 10 см, а розміри нашої зіркової системи будуть близько 35 см. Діаметр Сонця матиме мікроскопічні розміри : 0,0046 А (ангстрем-одиниця довжини, що дорівнює 10 -8 см).

Ми вже підкреслювали, що зірки віддалені одна від одної на величезні відстані і тим самим практично ізольовані. Зокрема, це означає, що зірки майже ніколи не стикаються одна з одною, хоча рух кожної з них визначається полем сили тяжіння, створюваним усіма зірками в Галактиці. Якщо ми розглядатимемо Галактику як деяку область, наповнену газом, причому роль газових молекул і атомів відіграють зірки, то ми повинні вважати цей газ вкрай розрідженим. На околицях Сонця середня відстань між зірками приблизно в 10 млн разів більша, ніж середній діаметр зірок. Тим часом за нормальних умов у звичайному повітрі середня відстань між молекулами лише в кілька десятків разів більша за розміри останніх. Щоб досягти такого ж ступеня відносного розрідження, щільність повітря слід зменшити принаймні в 1018 разів! Зауважимо, однак, що в центральній області Галактики, де зоряна щільність відносно висока, зіткнення між зірками час від часу відбуватимуться. Тут слід очікувати приблизно одне зіткнення кожен мільйон років, тоді як у "нормальних" областях Галактики за всю історію еволюції нашої зіркової системи, що налічує принаймні 10 млрд років, зіткнень між зірками практично не було.

Вже кілька десятиліть астрономи наполегливо вивчають інші зіркові системи, тією чи іншою мірою подібні до нашої. Ця сфера досліджень отримала назву "позагалактичної астрономії". Вона зараз відіграє чи не провідну роль в астрономії. Протягом останніх трьох десятиліть позагалактична астрономія досягла разючих успіхів. Потроху стали вимальовуватись грандіозні контури Метагалактики, до складу якої наша зіркова система входить як мала частка. Ми ще далеко не всі знаємо про Метагалактику. Величезна віддаленість об'єктів створює цілком специфічні труднощі, які вирішуються шляхом застосування найпотужніших засобів спостереження разом із глибокими теоретичними дослідженнями. Все ж таки загальна структура Метагалактики в останні роки в основному стала ясною.

Ми можемо визначити Метагалактику як сукупність зіркових систем - галактик, що рухаються у величезних просторах спостерігається нами частини Всесвіту. Найближчі до нашої зіркової системи галактики - знамениті Магелланови Хмари, добре видно на небі південної півкулі як дві великі плями приблизно такої ж поверхневої яскравості, як і Чумацький Шлях. Відстань до Магелланових Хмар "лише" близько 200 тис. світлових років, що цілком порівняно із загальною довжиною нашої Галактики. Інша "близька" до нас галактика - це туманність у сузір'ї Андромеди. Вона видно неозброєним оком як слабка світлова плямка 5-ї зіркової величини.

Насправді це величезний зоряний світ, що за кількістю зірок і повною масою втричі перевищує нашу Галактику, яка в свою чергу є гігантом серед галактик. Відстань до туманності Андромеди, або, як її називають астрономи, М 31 (це означає, що у відомому каталозі туманностей Месьє вона занесена за № 31), близько 1800 тис. світлових років, що приблизно в 20 разів перевищує розміри Галактики. Туманність М 31 має явно виражену спіральну структуру і з багатьох своїх характеристик дуже нагадує нашу Галактику. Поруч із нею знаходяться її невеликі супутники еліпсоїдальної форми. Поряд зі спіральними системами (такі галактики позначаються символами Sа, Sb і Sс залежно від характеру розвитку спіральної структури; за наявності проходить через ядро ​​"перемички" після літери S ставиться буква В) зустрічаються сфероїдальні та еліпсоїдальні, позбавлені будь-яких слідів спіральної структури, а також "неправильні" галактики, добрим прикладом яких можуть служити Магелланові Хмари.

У великі телескопи спостерігається безліч галактик. Якщо галактик яскравіше видимої 12-ї величини налічується близько 250, то яскравіше 16-ї - вже близько 50 тис. Найслабші об'єкти, які на межі може сфотографувати телескоп-рефлектор з діаметром дзеркала 5 м, мають 24,5-у величину, Орбітальний телескоп "Хаббл" ця межа - об'єкти 30 величини. Виявляється, що серед мільярдів таких найслабших об'єктів більшість становлять галактики. Багато хто з них віддалений від нас на відстані, які світло проходить за мільярди років. Це означає, що світло, яке викликало почорніння платівки, було випромінювано такою віддаленою галактикою ще задовго до архейського періоду геологічної історії Землі!

Спектри більшості галактик нагадують сонячний; в обох випадках спостерігаються окремі темні лінії поглинання досить яскравому тлі. У цьому немає нічого несподіваного, тому що випромінювання галактик - це випромінювання мільярдів зірок, що входять до їх складу, більш-менш схожих на Сонце. Уважне вивчення спектрів галактик багато років тому дозволило зробити одне відкриття фундаментальної ваги. Справа в тому, що за характером зміщення довжини хвилі будь-якої спектральної лінії по відношенню до лабораторного стандарту можна визначити швидкість руху джерела випромінювання з променю зору. Іншими словами, можна встановити, з якою швидкістю джерело наближається чи видаляється.

Якщо джерело світла наближається, спектральні лінії зміщуються у бік коротших хвиль, якщо видаляється - у бік довших. Це називається " ефектом Доплера " . Виявилося, що у галактик (за винятком небагатьох, найближчих до нас) спектральні лінії завжди зміщені в довгохвильову частину спектра ("червоне зміщення" ліній), причому величина цього зміщення тим більше, чим віддаленіша від нас галактика.

Це означає, що це галактики віддаляються від нас, причому швидкість " розльоту " в міру видалення галактик зростає. Вона сягає величезних значень. Так, наприклад, знайдена за червоним усуненням швидкість видалення радіогалактики Лебідь А близька до 17 тис. км/с. Довгий час рекорд належав дуже слабкій (в оптичних променях 20-ї величини) радіогалактиці ЗС 295. У 1960 р. було отримано її спектр. Виявилося, що відому ультрафіолетову спектральну лінію, що належить іонізованому кисню, зміщено в помаранчеву область спектру! Звідси легко знайти, що швидкість видалення цієї дивовижної зіркової системи становить 138 тис. км/с, або майже половину швидкості світла! Радіо галактика ЗС 295 віддалена від нас на відстань, що світло проходить за 5 млрд років. Таким чином, астрономи досліджували світло, яке було випромінюване тоді, коли утворювалися Сонце і планети, а можливо, навіть "трохи" раніше... Відтоді відкрито набагато віддаленіші об'єкти.

На загальне розширення системи галактик накладаються безладні швидкості окремих галактик, зазвичай рівні кільком сотням кілометрів на секунду. Саме тому найближчі до нас галактики не виявляють систематичного червоного усунення. Адже швидкості безладних (так званих "пекулярних") рухів для цих галактик більші за регулярну швидкість червоного зміщення. Остання зростає в міру видалення галактик приблизно на 50 км/с, кожен мільйон парсек. Тому для галактик, відстані до яких не перевищують кількох мільйонів парсек, безладні швидкості перевищують швидкість видалення, зумовлену червоним усуненням. Серед близьких галактик спостерігаються такі, що наближаються до нас (наприклад, туманність Андромеди М 31).

Галактики не розподілені у метагалактичному просторі поступово, тобто. із постійною щільністю. Вони виявляють яскраво виражену тенденцію утворювати окремі групи чи скупчення. Зокрема, група приблизно з 20 близьких до нас галактик (включаючи нашу Галактику) утворює так звану "місцеву систему". У свою чергу, місцева система входить у велике скупчення галактик, центр якого знаходиться в тій частині неба, на яку проектується сузір'я Діви. Це скупчення налічує кілька тисяч членів і належить до найбільших. У просторі між скупченнями щільність галактик у десятки разів менша, ніж усередині скупчень.

Привертає увагу різниця між скупченнями зірок, що утворюють галактики, і скупченнями галактик. У першому випадку відстані між членами скупчення величезні в порівнянні з розмірами зірок, у той час як середні відстані між галактиками в скупченнях галактик лише в кілька разів більше, ніж розміри галактик. З іншого боку, число галактик у скупченнях не йде в жодне порівняння з числом зірок у галактиках. Якщо розглядати сукупність галактик як газ, де роль молекул - грають окремі галактики, ми повинні вважати це середовище надзвичайно в'язкою.

Як виглядає Метагалактика в нашій моделі, де земна орбіта зменшена до розмірів першої орбіти атома Бора? У цьому масштабі відстань до туманності Андромеди буде трохи більше 6 м, відстань до центральної частини скупчення галактик у Діві, куди входить і наша місцева система галактик, буде близько 120 м, причому такого ж порядку буде розмір скупчення. Радіогалактика Лебідь А буде віддалена на відстань - 2,5 км, а відстань до радіогалактики ЗС 295 досягне 25 км.

Ми познайомилися у найзагальнішому вигляді з основними структурними особливостями та масштабами Всесвіту. Це ніби застиглий кадр її розвитку. Не завжди вона була така, якою ми тепер її спостерігаємо. Все у Всесвіті змінюється: з'являються, розвиваються і "вмирають" зірки та туманності, розвивається закономірним чином Галактика, змінюються сама структура та масштаби Метагалактики.

Сходи в нескінченність

Як визначити відстань до зірок? Звідки відомо, що до альфа Центавра близько 4 світлових років? Адже за яскравістю зірки, як такої, мало що визначиш — блиск у тьмяної близької та яскравої далекої зірок може бути однаковим. І все-таки є багато досить надійних способів визначити відстані від Землі до найдальших куточків Всесвіту. Астрометричний супутник «Гіппарх» за 4 роки роботи визначив відстані до 118 тисяч зірок SPL

Що б не говорили фізики про тривимірність, шестивимірність або навіть одинадцятимірність простору, для астронома Всесвіт, що спостерігається, завжди двовимірна. Те, що відбувається в Космосі, бачиться нам у проекції на небесну сферу, подібно до того, як у кіно на плоский екран проектується вся складність життя. На екрані ми легко відрізняємо далеке від близького завдяки знайомству з об'ємним оригіналом, але у двовимірному розсипі зірок немає наочної підказки, що дозволяє звернути її до тривимірної карти, придатної для прокладання курсу міжзоряного корабля. Тим часом відстані — це ключ майже до половини всієї астрофізики. Як без них відрізнити близьку тьмяну зірку від далекого, але яскравого квазара? Тільки знаючи відстань до об'єкта, можна оцінити його енергетику, а звідси прямий шлях до розуміння його фізичної природи.

Недавній приклад невизначеності космічних відстаней - проблема джерел гамма-сплесків, коротких імпульсів жорсткого випромінювання, що приблизно раз на добу приходять на Землю з різних напрямків. Початкові оцінки їхньої віддаленості варіювалися від сотень астрономічних одиниць (десятки світлових годин) до сотень мільйонів світлових років. Відповідно, і розкид у моделях також вражав - від анігіляції комет з антиречовини на околицях Сонячної системи до вибухів нейтронних зірок і народження білих дірок, що стрясають весь Всесвіт. До середини 1990-х було запропоновано понад сотню різних пояснень природи гамма-сплесків. Тепер, коли ми змогли оцінити відстані до їхніх джерел, моделей залишилося лише дві.

Але як виміряти відстань, якщо до предмета не дістати ні лінійки, ні променя локатора? На допомогу приходить метод тріангуляції, широко застосовується у звичайній земній геодезії. Вибираємо відрізок відомої довжини - базу, вимірюємо з його кінців кути, під якими видно недоступна з тих чи інших причин точка, а потім прості тригонометричні формули дають відстань. Коли ми переходимо з кінця бази на інший, видимий напрямок на точку змінюється, вона зсувається і натомість далеких об'єктів. Це називається паралактичним зміщенням, або паралаксом. Величина його тим менше, що далі об'єкт, і тим більше, чим довша база.

Для виміру відстаней до зірок доводиться брати максимально доступну астрономам базу, що дорівнює діаметру земної орбіти. Відповідне паралактичне зміщення зірок на небі (строго кажучи, його половину) стали називати річним паралаксом. Виміряти його намагався ще Тихо Браге, якому припала не до душі ідея Коперника про обертання Землі навколо Сонця, і він вирішив її перевірити — адже паралакси ще й доводять орбітальний рух Землі. Проведені виміри мали вражаючу XVI століття точність — близько однієї хвилини дуги, але з виміру паралаксів цього було цілком недостатньо, що сам Бразі не здогадувався і зробив висновок, що система Коперника неправильна.

Відстань до зоряних скупчень визначають методом припасування головної послідовності

Наступний наступ на паралакс розпочав у 1726 році англієць Джеймс Бредлі, майбутній директор Грінвічської обсерваторії. Спочатку здавалося, що йому посміхнувся успіх: обрана для спостережень зірка гама Дракона справді протягом року коливалася навколо свого середнього становища з розмахом 20 секунд дуги. Однак напрям цього зсуву відрізнявся від очікуваного для паралаксів, і Бредлі незабаром знайшов правильне пояснення: швидкість руху Землі по орбіті складається зі швидкістю світла, що йде від зірки, і змінює його видимий напрямок. Так само краплі дощу залишають похилі доріжки на склі автобуса. Це явище, що отримало назву річної аберації, стало першим прямим доказом руху Землі навколо Сонця, але не мало жодного відношення до паралаксів.

Лише століття точність кутомірних інструментів досягла необхідного рівня. Наприкінці 30-х років XIX століття, за словами Джона Гершеля, «стіна, що заважала проникненню в зірковий Всесвіт, була пробита майже одночасно в трьох місцях». 1837 року Василь Якович Струве (тоді директор Дерптської обсерваторії, а пізніше — Пулковської) опублікував виміряний ним паралакс Веги — 0,12 кутової секунди. на наступний рікФрідріх Вільгельм Бессель повідомив, що паралакс зірки 61-ї Лебедя становить 0,3". А ще через рік шотландський астроном Томас Гендерсон, який працював у Південній півкулі на мисі Доброї Надії, Виміряв паралакс в системі альфа Центавра - 1,16 ". Правда, пізніше з'ясувалося, що це значення завищено в 1,5 рази і на всьому небі немає жодної зірки з паралаксом більше 1 секунди дуги.

Для відстаней, виміряних паралактичним методом, було введено спеціальну одиницю довжини — парсек (від паралактичної секунди, пк). В одному парсекі міститься 206265 астрономічних одиниць, або 3,26 світлового року. Саме з такої дистанції радіус земної орбіти (1 астрономічна одиниця = 149,5 мільйона кілометрів) видно під кутом 1 секунду. Щоб визначити відстань до зірки у парсеках, потрібно розділити одиницю на її паралакс за секунди. Наприклад, до найближчої до нас зіркової системи альфа Центавра 1/0,76 = 1,3 парсека, або 270 тисяч астрономічних одиниць. Тисяча парсек називається кілопарсеком (кпк), мільйон парсек – мегапарсеком (Мпк), мільярд – гігапарсеком (Гпк).

Вимірювання надзвичайно малих кутів вимагало технічної витонченості та величезної старанності (Бессель, наприклад, обробив понад 400 окремих спостережень 61-го Лебедя), проте після першого прориву справа пішла легше. До 1890 року було виміряно паралакси вже трьох десятків зірок, а коли в астрономії стала широко застосовуватися фотографія, точне вимірюванняпаралаксів взагалі було поставлено на потік. Вимір паралаксів - єдиний метод прямого визначеннявідстаней до окремих зірок. Але за наземних спостереженнях атмосферні перешкоди не дозволяють паралактичним методом вимірювати відстані понад 100 пк. Для Всесвіту це дуже велика величина. («Тут недалеко, парсеків сто», — як говорив Громозека.) Там, де пасують геометричні методи, на виручку приходять фотометричні.

Геометричні рекорди

В останні роки все частіше публікуються результати вимірювання відстаней до дуже компактних джерел радіовипромінювання - мазерів. Їхнє випромінювання припадає на радіодіапазон, що дозволяє спостерігати їх на радіоінтерферометрах, здатних вимірювати координати об'єктів з мікросекундною точністю, недосяжною в оптичному діапазоні, в якому спостерігаються зірки. Завдяки мазерам тригонометричні методивдається застосовувати не лише до далеких об'єктів нашої Галактики, а й до інших галактик. Так, наприклад, 2005 року Андреас Брунталер (Andreas Brunthaler, Німеччина) та його колеги визначили відстань до галактики М33 (730 кпк), зіставивши кутове зміщення мазерів зі швидкістю обертання цієї зіркової системи. А роком пізніше Йе Зу (Ye Xu, КНР) із колегами застосували класичний методпаралаксів до «місцевих» мазерних джерел, щоб виміряти відстань (2 кпк) до одного зі спіральних рукавів нашої Галактики. Мабуть, найдалі вдалося просунутися в 1999 році Дж. Хернстіну (США) з колегами. Слідкуючи за рухом мазерів в акреційному диску навколо чорної діри в ядрі активної галактики NGC 4258, астрономи визначили, що ця система віддалена від нас на відстань 7,2 Мпк. На сьогоднішній день це абсолютний рекорд геометричних методів.

Стандартні свічки астрономів

Чим далі від нас знаходиться джерело випромінювання, тим воно тьмяніше. Якщо дізнатися справжню світність об'єкта, то порівнявши її з видимим блиском можна знайти відстань. Ймовірно, першим застосував цю ідею до виміру відстаней до зірок Гюйгенс. Вночі він спостерігав Сіріус, а вдень порівнював його блиск із крихітним отвором в екрані, що закривав Сонце. Підібравши розмір отвору так, щоб обидві яскравості збігалися, і порівнявши кутові величини отвору та сонячного диска, Гюйгенс зробив висновок, що Сіріус знаходиться від нас у 27 664 рази далі, ніж Сонце. Це у 20 разів менше за реальну відстань. Почасти помилка пояснювалася тим, що Сіріус насправді набагато яскравіший за Сонце, а почасти — труднощі порівняння блиску по пам'яті.

Прорив у галузі фотометричних методів стався з приходом до астрономії фотографії. На початку XX століття Обсерваторія Гарвардського коледжу вела масштабну роботу з визначення блиску зірок фотопластинок. Особливу увагуприділялося змінним зіркам, блиск яких зазнає коливань. Вивчаючи змінні зірки особливого класу - цефеїди - в Малій Магеллановій Хмарі, Генрієтта Лівітт помітила, що чим вони яскравіші, тим більше періодколивання їхнього блиску: зірки з періодом у кілька десятків днів виявилися приблизно в 40 разів яскравішими за зірки з періодом порядку доби.

Оскільки всі цефеїди Левітт перебували в одній і тій же зірковій системі — Малій Магеллановій Хмарі, — можна було вважати, що вони віддалені від нас на ту саму (нехай і невідому) відстань. Отже, різниця у тому видимому блиску пов'язані з реальними відмінностями світності. Залишалося визначити геометричним методомвідстань до однієї цефеїди, щоб прокалібрувати всю залежність і отримати можливість, вимірявши період, визначати справжню світність будь-якої цефеїди, а по ній відстань до зірки і зіркової системи, що містить її.

Але, на жаль, на околицях Землі немає цефеїд. Найближча з них — Полярна зірка — віддалена від Сонця, як ми вже знаємо, на 130 пк, тобто поза межами досяжності для наземних паралактичних вимірів. Це не дозволяло перекинути місток безпосередньо від паралаксів до цефеїдів, і астрономам довелося зводити конструкцію, яку тепер образно називають сходами відстаней.

Проміжним ступенем на ній стали розсіяні зоряні скупчення, що включають від кількох десятків до сотень зірок, пов'язаних загальним часомта місцем народження. Якщо нанести на графік температуру і світність всіх зірок скупчення, більша частинаточок ляже на одну похилу лінію (точніше смугу), яка називається головною послідовністю. Температуру з високою точністю визначають за спектром зірки, а світність - по видимому блиску та відстані. Якщо відстань невідома, допоможе знову приходить той факт, що всі зірки скупчення віддалені від нас практично однаково, так що в межах скупчення видимий блиск все одно можна використовувати як міру світності.

Оскільки зірки скрізь однакові, головні послідовності у всіх скупчень мають збігатися. Відмінності пов'язані лише з тим, що вони на різних відстанях. Якщо визначити геометричним методом відстань одного зі скупчень, ми дізнаємося, як виглядає «справжня» головна послідовність, і тоді, порівнявши з нею дані з іншим скупченням, ми визначимо відстані до них. Цей метод називається «підганянням головної послідовності». Еталоном для нього довгий часслужили Плеяди та Гіади, відстані до яких були визначені методом групових паралаксів.

На щастя для астрофізики, приблизно у двох десятках розсіяних скупчень виявлено цефеїди. Тому, вимірявши відстані до цих скупчень за допомогою припасування головної послідовності, можна «дотягнути сходи» і до цефеїдів, які опиняються на її третьому ступені.

У ролі індикатора відстаней цефеїди дуже зручні: їх відносно багато - вони знайдуться в будь-якій галактиці і навіть у будь-якому кульовому скупченні, а будучи зірками-гігантами, вони досить яскраві, щоб вимірювати міжгалактичні дистанції. Завдяки цьому вони заслужили багато гучних епітетів, на кшталт «маяків Всесвіту» чи «верстових стовпів астрофізики». Цефеїдна "лінійка" простягається до 20 Мпк - це приблизно в сто разів більше розмірів нашої Галактики. Далі їх уже не розрізнити навіть у найпотужніші сучасні інструменти, і, щоб піднятися на четверту сходинку відстаней, потрібно щось яскравіше.

МЕТОДИ ВИМІРЮВАННЯ КОСМІЧНИХ ВІДСТАНЬ

До околиць Всесвіту

Один із найпотужніших позагалактичних методів вимірювання відстаней заснований на закономірності, відомої як співвідношення Таллі — Фішера: що яскравіша спіральна галактика, то швидше вона обертається. Коли галактика видно з ребра або під значним нахилом, половина її речовини через обертання наближається до нас, а половина видаляється, що призводить до розширення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера. За цим розширенням визначають швидкість обертання, нею — світність, та був порівняно з видимою яскравістю — відстань до галактики. І, звичайно, для калібрування цього методу потрібні галактики, відстані до яких вже виміряно за цефеїдами. Метод Таллі Фішера дуже далекобійний і охоплює галактики, віддалені від нас на сотні мегапарсек, але й у нього є межа, оскільки для занадто далеких і слабких галактик не отримати достатньо якісних спектрів.

У дещо більшому діапазоні відстаней діє ще одна "стандартна свічка" - наднові типу Ia. Спалахи таких наднових є «однотипними» термоядерні вибухибілих карликів із масою трохи вище критичної (1,4 маси Сонця). Тому у них немає причин сильно змінюватись за потужністю. Спостереження таких наднових у близьких галактиках, відстані до яких вдається визначити за цефеїдами, начебто підтверджують цю сталість, і тому космічні термоядерні вибухи широко застосовуються зараз для визначення відстаней. Вони видно навіть у мільярдах парсеків від нас, зате ніколи не знаєш, відстань до якої галактики вдасться виміряти, адже заздалегідь невідомо, де саме спалахне чергова наднова.

Просунутися ще далі дозволяє поки що лише один метод — червоні усунення. Його історія, як і історія цефеїд, починається одночасно із XX століттям. 1915 року американець Весто Слайфер, вивчаючи спектри галактик, зауважив, що у більшості з них лінії зміщені в червоний бік щодо «лабораторного» положення. У 1924 році німець Карл Вірц звернув увагу, що це зміщення тим сильніше, чим менше кутові розміригалактики. Проте звести ці дані на єдину картину вдалося лише Есуну Хабблу 1929 року. Згідно з ефектом Доплера червоне зміщення ліній у спектрі означає, що об'єкт віддаляється від нас. Зіставивши спектри галактик з відстанями до них, визначеними цефеїдами, Хаббл сформулював закон: швидкість видалення галактики пропорційна відстані до неї. Коефіцієнт пропорційності у цьому співвідношенні отримав назву постійної Хаббла.

Тим самим було відкрито розширення Всесвіту, а разом з ним можливість визначення відстаней до галактик за їх спектрами, звичайно, за умови, що постійна Хаббла прив'язана до якихось інших лінійок. Сам Хаббл виконав цю прив'язку з помилкою майже на порядок, яку вдалося виправити лише в середині 1940-х років, коли з'ясувалося, що цефеїди поділяються на кілька типів з різними співвідношеннями «період світність». Калібрування виконали наново з опорою на «класичні» цефеїди, і лише тоді значення постійної Хаббла стало близьким до сучасних оцінок: 50—100 км/с на кожен мегапарсек відстані до галактики.

Зараз по червоних усуненнях визначають відстані до галактик, віддалених від нас на тисячі мегапарсек. Щоправда, у мегапарсеках ці відстані вказують лише у популярних статтях. Справа в тому, що вони залежать від прийнятої в розрахунках моделі еволюції Всесвіту, і до того ж в просторі, що розширюється, не цілком ясно, яка відстань мається на увазі: те, на якому була галактика в момент випромінювання випромінювання, або те, на якому вона знаходиться в момент його прийому на Землі, або відстань, пройдене світлом, на шляху від вихідної точки до кінцевої. Тому астрономи вважають за краще вказувати для далеких об'єктів тільки безпосередньо спостерігається величину червоного зміщення, не переводячи її в мегапарсеки.

Червоні усунення — це єдиний на сьогодні метод оцінки «космологічних» відстаней, порівнянних із «розміром Всесвіту», і водночас це, мабуть, наймасовіша техніка. У липні 2007 року опубліковано каталог червоних зсувів 77418767 галактик. Щоправда, за його створенні використовувалася дещо спрощена автоматична методика аналізу спектрів, і у деякі значення могли вкрастися помилки.

Гра в команді

Геометричні методи виміру відстаней не вичерпуються річним паралаксом, у якому видимі кутові зміщення зірок порівнюються з переміщеннями Землі орбітою. Ще один підхід спирається на рух Сонця та зірок один щодо одного. Уявімо зоряне скупчення, що пролітає повз Сонце. За законами перспективи видимі траєкторії його зірок, як рейки на горизонті, сходяться на одну точку — радіант. Його становище свідчить, під яким кутом до променя зору летить скупчення. Знаючи цей кут, можна розкласти рух зірок скупчення на дві компоненти - вздовж променя зору і перпендикулярно йому небесній сфері- І визначити пропорцію між ними. Променеву швидкість зірок за кілометри на секунду вимірюють за ефектом Доплера і з урахуванням знайденої пропорції обчислюють проекцію швидкості на небосхил — теж за кілометри за секунду. Залишається порівняти ці лінійні швидкостізірок із кутовими, визначеними за результатами багаторічних спостережень, — і відстань буде відома! Цей спосіб працює до кількох сотень парсек, але застосовний тільки до зоряних скупчень і тому називається методом групових паралаксів. Саме так були вперше виміряні відстані до Гіад та Плеяд.

Вниз сходами, що ведуть вгору

Ймовірно, першим віддаленість Сонця спробував визначити Аристарх Самоський, який запропонував геліоцентричну системусвіту за півтори тисячі років до Коперника. У нього вийшло, що Сонце знаходиться у 20 разів далі від нас, ніж Місяць. Ця оцінка, як ми тепер знаємо, занижена у 20 разів, протрималася аж до епохи Кеплера. Той хоча сам і не виміряв астрономічну одиницю, але вже зазначив, що Сонце має бути набагато далі, ніж вважав Аристарх (а за ним і всі інші астрономи).

Першу більш менш прийнятну оцінку відстані від Землі до Сонця отримали Жан Домінік Кассіні і Жан Ріше. У 1672 році, під час протистояння Марса, вони виміряли його становище на тлі зірок одночасно з Парижа (Кассіні) та Кайєнни (Ріше). Відстань від Франції до Французька Гвіанапослужило базою паралактичного трикутника, з якого вони визначили відстань до Марса, а потім за рівняннями небесної механікивирахували астрономічну одиницю, отримавши значення 140 мільйонів кілометрів.

Протягом наступних двох століть головним інструментом визначення масштабів Сонячної системи стали проходження Венери диском Сонця. Спостерігаючи їх одночасно з різних точок земної кулі, можна обчислити відстань від Землі до Венери, а звідси всі інші відстані в Сонячній системі. У XVIII-XIX століттях це явище спостерігалося чотири рази: у 1761, 1769, 1874 та 1882 роках. Ці спостереження стали одними з перших міжнародних наукових проектів. Споряджалися масштабні експедиції (англійською експедицією 1769 керував знаменитий Джеймс Кук), створювалися спеціальні наглядові станції... І якщо в кінці XVIIIстоліття Росія лише надала французьким вченим можливість спостерігати проходження зі своєї території (з Тобольська), то у 1874 та 1882 роках російські вчені вже приймали активна участьу дослідженнях. На жаль, виняткова складність спостережень спричинила значний розбій в оцінках астрономічної одиниці — приблизно від 147 до 153 мільйонів кілометрів. Більш надійне значення - 149,5 мільйона кілометрів - було отримано лише на рубежі XIX-XX століть за спостереженнями астероїдів. І, нарешті, слід враховувати, що результати всіх цих вимірів спиралися на знання довжини бази, у ролі якої за вимірі астрономічної одиниці виступав радіус Землі. Тож зрештою фундамент сходів космічних відстаней було закладено геодезистами.

Лише у другій половині ХХ століття у розпорядженні вчених з'явилися нові способи визначення космічних відстаней — лазерна і радіолокація. Вони дозволили у сотні тисяч разів підвищити точність вимірів у Сонячній системі. Похибка радіолокації для Марса та Венери становить кілька метрів, а відстань до кутових відбивачів, встановлених на Місяці, вимірюється з точністю до сантиметрів. Прийняте на сьогодні значення астрономічної одиниці становить 149 597 870 691 метр.

Важка доля «Гіппарху»

Творці супутника поставили перед собою дуже амбітне завдання: виміряти паралакси понад 100 тисяч зірок із мілісекундною точністю, тобто «дотягнутися» до зірок, що знаходяться в сотнях парсеків від Землі. Треба було уточнити відстані до кількох розсіяних зоряних скупчень, зокрема Гіад та Плеяд. Але головне, з'являлася можливість перестрибнути через сходинку, безпосередньо вимірявши відстані до самих цефеїд.

Експедиція почалася з неприємностей. Через збій у розгінному блоці"Гіппарх" не вийшов на розрахункову геостаціонарну орбіту і залишився на проміжній сильно витягнутій траєкторії. Фахівцям Європейського космічного агентства все ж таки вдалося впоратися з ситуацією, і орбітальний астрометричний телескоп успішно пропрацював 4 роки. Ще стільки ж тривала обробка результатів, і в 1997 році вийшов зірковий каталог з паралаксами і власними рухами 118 218 світил, серед яких було близько двохсот цефеїд.

На жаль, у низці питань бажана ясність так і не настала. Найнезрозумілішим виявився результат для Плеяд — передбачалося, що «Гіппарх» уточнить відстань, яка раніше оцінювалася в 130—135 парсек, проте на практиці виявилося, що «Гіппарх» його виправив, отримавши значення лише 118 парсек. Прийняття нового значення вимагало б коригування як теорії еволюції зірок, і шкали міжгалактичних відстаней. Це стало б серйозною проблемою для астрофізики, і відстань до Плеяда стали ретельно перевіряти. До 2004 року кілька груп незалежними методамиотримали оцінки відстані до накопичення в діапазоні від 132 до 139 пк. Почали лунати образливі голоси з припущеннями, що наслідки виведення супутника на невірну орбіту все-таки не вдалося остаточно усунути. Тим самим під питання ставилися загалом усі виміряні ним паралакси.

Команда «Гіппарха» була змушена визнати, що результати вимірювань загалом точні, але, можливо, потребують повторної обробки. Справа в тому, що в космічній астрометрії паралакси не вимірюються безпосередньо. Натомість «Гіппарх» протягом чотирьох років щоразу вимірював кути між численними парами зірок. Ці кути змінюються як через паралактичний зсув, так і внаслідок власних рухівзірок у просторі. Щоб «витягнути» зі спостережень саме значення паралаксів, потрібна досить складна математична обробка. Ось її й довелося повторити. Нові результати були опубліковані наприкінці вересня 2007 року, але поки що неясно, наскільки покращився стан справ.

Всесвіт Арістотеля закінчувався в дев'яти відстанях від Землі до Сонця. Коперник вважав, що зірки розташовані в 1000 разів далі, ніж Сонце. Паралакси відсунули навіть найближчі зірки на світлові роки. На самому початку XX століття американський астроном Харлоу Шеплі за допомогою цефеїд визначив, що діаметр Галактики (яку він ототожнював із Всесвітом) вимірюється десятками тисяч світлових років, а завдяки Хабблу кордони Всесвіту розширилися до кількох гігапарсек. Наскільки остаточно вони закріплені?

Звичайно, на кожному щаблі сходів відстаней виникають свої, більші або менші похибки, але в цілому масштаби Всесвіту визначені досить добре, перевірені різними методами, що не залежать один від одного, і складаються в єдину узгоджену картину. Так що сучасні кордониВсесвіту здаються непорушними. Втім, це не означає, що одного прекрасного дня ми не захочемо виміряти відстань від неї до якогось сусіднього Всесвіту!

Шкловський І.С., Дмитро Вібе. Земля (Sol III).

За матеріалами: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Шкловський І.С. "Всесвіт, життя, розум" / Под ред. Н.С.Кардашева та В.І.Мороза.- 6-те вид.

> Шкала масштабів Всесвіту

Використовуйте онлайн інтерактивну шкалумасштабів Всесвіту: реальні розміри Всесвіту, порівняння об'єктів космосу, планети, зірки, скупчення, галактики

Ми всі думаємо про виміри у загальних поняттях, таких як інша реальність, чи наше сприйняття навколишнього середовища навколо нас. Однак це лише частина того, чим є виміри насправді. І, перш за все, існуюче розуміння вимірів масштабів Всесвіту- Це найкраще з описаного у фізиці.

Фізики припускають, що виміри – це різні межі сприйняття масштабів Всесвіту. Наприклад, перші чотири виміри включають довжину, ширину, висоту та час. Однак, згідно з квантовою фізикою, існують інші виміри, що описують природу всесвіту і, можливо, всіх всесвітів. Багато вчених вірять, що зараз існує близько 10 вимірювань.

Інтерактивна шкала масштабів Всесвіту

Вимір масштабів Всесвіту

Перший вимір, як згадувалося, це довжина. Хорошим прикладом одновимірного об'єкта є пряма лінія. Ця лінія має лише вимір довжини. Другим виміром є ширина. Цей вимір включає і довжину, добрим прикладом двовимірного об'єкта буде до неможливості тонка площина. Речі у двох вимірах можна розглядати лише у поперечному перерізі.

Третій вимір включає висоту, і цей вимір для нас найбільш знайомий. У комбінації з довжиною та шириною, це найбільш добре видима частинавсесвіту в термінах вимірів. Найкраща фізична формадля опису цього виміру – куб. Третій вимір існує, коли перетинаються довжина, ширина та висота.

Тепер все стає трохи складніше, тому що 7 вимірів, що залишилися, пов'язані з нематеріальними поняттями, які ми не можемо спостерігати безпосередньо, але знаємо, що вони існують. Четвертий вимір – час. Це різниця між минулим, сьогоденням та майбутнім. Таким чином, найкращим описом четвертого вимірубуде хронологія.

Інші виміри мають справу з ймовірностями. П'яте та шосте виміри пов'язані з майбутнім. Згідно з квантовою фізикою, може бути будь-яка кількість можливих варіантів майбутнього, але результат існує тільки один, і причина цього – вибір. П'яте та шосте вимірювання пов'язані з біфуркацією (зміною, розгалуженням) кожної з цих ймовірностей. По суті, якби ви могли керувати п'ятим і шостим виміром, ви могли б повернутися в часі назад або побувати в різних варіантахмайбутнього.

Вимірювання з 7 по 10 пов'язані з Всесвітом та його масштабом. Вони ґрунтуються на тому, що існує кілька всесвітів, і кожен має власні послідовності вимірів реальності та можливих результатів. Десяте, і останнє, вимір, насправді одна із усіх можливих результатів всіх всесвітів.

(1 оцінок, середнє: 5,00 із 5)

Сусідство з чорною діркою – не найбезпечніший варіант для будь-якого космічного об'єкта. Зрештою, ці таємничі формування настільки приховані.

Якщо ви виберетеся із Сонячної системи, то опинитеся серед зоряних сусідів, які живуть власним життям. Але яка зірка розташована найближче? ...