Структура всесвіту на найбільших масштабах. Вимір масштабів Всесвіту

> Шкала масштабів Всесвіту

Використовуйте онлайн інтерактивну шкалу масштабів 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 частина всесвіту в термінах вимірів. Найкраща фізична форма для 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 виміру буде 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 назад або побувати в різних варіантах майбутнього.

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.

Інтерактив

(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? ...

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, насправді, 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 і 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 здебільшого становлять 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 кулі, що самосвітяться. 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. Інакше кажучи, вони 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 поширитися електромагнітне випромінювання через те, що друга космічна швидкість на ньому дорівнює. Варто згадати, що саме другу космічну швидкість необхідно 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 зарахувати 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.

Масштаби Всесвіту та його будова

Автор цієї книги досить багато займався, наприклад, сонячною короною та Галактикою. І завжди вони уявлялися йому неправильної форми сфероїдальними тілами приблизно однакових розмірів — близько 10 см... Чому 10 см? Цей образ виник підсвідомо, просто тому, що надто часто, роздумуючи над тим чи іншим питанням сонячної чи галактичної фізики, автор креслив у звичайному зошиті (у клітинку) контури предметів своїх роздумів. Чортив, намагаючись дотримуватись масштабів явищ. З одного дуже цікавого питання, наприклад, можна було провести цікаву аналогію між сонячною короною та Галактикою (вірніше, так званою галактичною короною). Звичайно, автор цієї книги дуже добре, так би мовити, розумом знав, що розміри галактичної корони в сотні мільярдів разів більші, ніж розміри сонячної. Але він спокійно забував про це. А якщо в ряді випадків великі розміри галактичної корони набували деякого важливого значення (бувало і так), це враховувалося формально-математично. І все одно візуально обидві корони уявлялися однаково маленькими.

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.

Якщо ми хочемо на сторінках цієї книги обговорювати хвилюючі питання про можливість розумного життя у Всесвіті, то, перш за все, потрібно буде скласти правильне уявлення про її просторово-часові масштаби. Ще порівняно недавно земна куля видавалася людині величезною. Понад три роки знадобилося відважним сподвижникам Магеллана, щоб 465 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 26 років з тих пам'ятних для всього людства днів, коли перший радянський космонавт Гагарін облетів на легендарному космічному кораблі Схід земної кулі за 89 хв. І думки людей мимоволі звернулися до величезних просторів космосу, де загубилася невелика планета Земля…

Наша Земля — одна із планет Сонячної системи. У порівнянні з іншими планетами вона розташована досить близько до Сонця, хоча і не є найближчою. Середня відстань від Сонця до Плутона — найдальшої планети Сонячної системи — у 40 разів більша за середню відстань від Землі до Сонця. В даний час невідомо, чи є в Сонячній системі планети, ще віддалені від Сонця, ніж Плутон. Можна тільки стверджувати, що й такі планети є, вони порівняно невеликі. Умовно розміри Сонячної системи можна прийняти рівними 50-100 астрономічним одиницям, або близько 10 млрд км.

За нашими земними масштабами це дуже велика величина, що приблизно в 1 мільйон перевищує діаметр Землі.

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 таку велику відстань, що в порівнянні з ним міжпланетні відстані в межах Сонячної системи здаються 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 потреб практичної діяльності людства 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 1012 км, або близько 10000 млрд км.

У науковій літературі для виміру 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.

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, 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, мал. 2) майже ніякої концентрації до екваторіальної площини Галактики не виявляють, але характеризуються величезною концентрацією у напрямку до її центру. Між цими двома крайніми типами просторового розподілу (який астрономи називають плоским і сферичним) 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 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.

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 їхніми 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'єкти різних типів відрізняються. Найменше швидкості у гарячих масивних зірок (6-8 км/с), у зірок сонячного типу вони близько 20 км/с. Чим менші ці швидкості, тим більш плоским є розподіл цього зірок.

У тому масштабі, яким ми користувалися для наочного уявлення Сонячної системи, розміри Галактики становитимуть 60 млн км — величина, яка вже досить близька до 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 0,53×10-8 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 галузях 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. Цій важливій проблемі присвячені 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.

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 частини Всесвіту, що спостерігається нами. 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 цятка 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 перемички, що проходить через ядро (рис. 6а) після літери S ставиться літера В) зустрічаються сфероїдальні і еліпсоїдальні, позбавлені всяких слідів спіральної структури , а також неправильні галактики, гарним прикладом яких можуть бути Магелланови Хмари.

У великі телескопи спостерігається безліч галактик. Якщо галактик яскравіший від видимої 12-ї величини 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 історії Землі!

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 приклад такої 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 всього лише 8 світлових хвилин; 600 млн років - і 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, оскільки випромінювання галактик — це випромінювання мільярдів зірок, що входять до їхнього 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 всі 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 може, 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. Це складне питання є 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 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. 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.

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 певний газ, де роль молекул грають окремі галактики, то ми повинні вважати це середовище надзвичайно в'язким.

Чи знаєте ви про те, що Всесвіт, який ми спостерігаємо, має досить певні межі? Ми звикли асоціювати Всесвіт із чимось нескінченним і незбагненним. Однак сучасна наука на питання про «нескінченність» Всесвіту пропонує зовсім іншу відповідь на таке «очевидне» питання.

Згідно з сучасними уявленнями, розмір Всесвіту, що спостерігається, становить приблизно 45,7 мільярдів світлових років (або 14,6 гігапарсек). Але що означають ці цифри?

Перше питання, яке спадає на думку звичайній людині – як Всесвіт взагалі не може бути нескінченним? Здавалося б, безперечним є те, що вмістилище всього сущого навколо нас не повинно мати меж. Якщо ці межі і існують, то що вони взагалі являють собою?

Припустимо, якийсь астронавт долетів до меж Всесвіту. Що він побачить перед собою? Твердий мур? Вогняний бар'єр? А що за нею – порожнеча? Інший Всесвіт? Але хіба порожнеча чи інший Всесвіт можуть означати, що ми на межі всесвіту? Адже це не означає, що там «нічого». Порожнеча та інший Всесвіт – це теж «щось». Адже Всесвіт – це те, що містить абсолютно все «щось».

Ми приходимо до абсолютної суперечності. Виходить, кордон Всесвіту має приховувати від нас щось, чого не повинно бути. Або кордон Всесвіту повинен відгороджувати «все» від «чогось», але це «щось» має бути також частиною «всього». Загалом повний абсурд. Тоді як вчені можуть заявляти про граничний розмір, масу і навіть вік нашого Всесвіту? Ці значення хоч і неймовірно великі, але все ж таки кінцеві. Наука сперечається із очевидним? Щоб розібратися з цим, давайте спершу простежимо, як люди прийшли до сучасного розуму Всесвіту.

Розширюючи межі

Людина з незапам'ятних часів цікавилася тим, що являє собою навколишній світ. Можна не наводити приклади про три кити та інші спроби древніх пояснити світобудову. Як правило, зрештою все зводилося до того, що основою всього сущого є земна твердь. Навіть у часи античності та середньовіччя, коли астрономи мали широкі знання в закономірностях руху планет по «нерухомій» небесній сфері, Земля залишалася центром Всесвіту.

Звичайно, ще в Стародавній Греції існували ті, хто вважав те, що Земля обертається навколо Сонця. Були ті, хто говорив про безліч світів та нескінченність Всесвіту. Але конструктивні обгрунтування цим теоріям виникли лише межі наукової революції.

У 16 столітті польський астроном Микола Коперник здійснив перший серйозний прорив у пізнанні Всесвіту. Він твердо довів, що Земля є лише однією із планет, що обертаються навколо Сонця. Така система значно спрощувала пояснення такого складного і заплутаного руху планет небесною сферою. У разі нерухомої Землі астрономам доводилося вигадувати всілякі хитромудрі теорії, що пояснюють таку поведінку планет. З іншого боку, якщо Землю прийняти рухомий, то пояснення настільки хитромудрим рухам приходить, само собою. Так, в астрономії зміцнилася нова парадигма під назвою «геліоцентризм».

Безліч Сонців

Однак навіть після цього астрономи продовжували обмежувати Всесвіт «сферою нерухомих зірок». Аж до 19 століття їм не вдавалося оцінити відстань до світил. Кілька століть астрономи безрезультатно намагалися виявити відхилення положення зірок щодо руху Землі орбітою (річні паралакси). Інструменти тих часів не дозволяли проводити такі точні виміри.

Нарешті, 1837 року російсько-німецький астроном Василь Струве виміряв паралакс. Це ознаменувало новий крок у розумінні масштабів космосу. Тепер вчені могли сміливо говорити про те, що зірки є далекими подобами Сонця. І наше світило відтепер не центр всього, а рівноправний «мешканець» безмежного зоряного скупчення.

Астрономи ще більше наблизилися до розуміння масштабів Всесвіту, адже відстані до зірок виявилися справді жахливими. Навіть розміри орбіт планет здавалися порівняно з цим чимось нікчемним. Далі треба було зрозуміти, яким чином зірки зосереджені у .

Безліч Чумацьких Шляхів

Відомий філософ Іммануїл Кант ще в 1755 передбачив основи сучасного розуміння великомасштабної структури Всесвіту. Він висунув гіпотезу про те, що Чумацький Шлях є величезним зоряним скупченням, що обертається. У свою чергу, багато туманностей, що спостерігаються, також є більш віддаленими «млечними шляхами» — галактиками. Незважаючи на це, аж до 20 століття астрономи дотримувалися того, що всі туманності є джерелами зіркоутворення та входять до складу Чумацького Шляху.

Ситуація змінилася, коли астрономи навчилися вимірювати відстані між галактиками з допомогою . Абсолютна світність зірок такого типу лежить у суворій залежності від періоду їхньої змінності. Порівнюючи їхню абсолютну світність з видимою, можна з високою точністю визначити відстань до них. Цей метод був розроблений на початку 20 століття Ейнаром Герцшрунгом та Харлоу Шелпі. Завдяки йому радянський астроном Ернст Епік у 1922 році визначив відстань до Андромеди, яка виявилася на порядок більшою за розмір Чумацького Шляху.

Едвін Хаббл продовжив починання Епіка. Вимірюючи яскравості цефеїд в інших галактиках, він виміряв відстань до них і зіставив його з червоним усуненням у їх спектрах. Так 1929 року він розробив свій знаменитий закон. Його робота остаточно спростувала думку, що зміцнилася, про те, що Чумацький Шлях є краєм Всесвіту. Тепер він був однією з багатьох галактик, які ще колись вважали його складовою. Гіпотеза Канта підтвердилася майже два століття після її розробки.

Надалі, відкритий Хабблом зв'язок відстані галактики від спостерігача щодо швидкості її віддалення від нього, дозволило скласти повноцінну картину великомасштабної структури Всесвіту. Виявилося, галактики були лише її нікчемною частиною. Вони зв'язувалися в скупчення, скупчення в скупчення. У свою чергу, надскоплення складаються у найбільші з відомих структур у Всесвіті – нитки та стіни. Ці структури, сусідячи з величезними надпустотами () і становлять великомасштабну структуру, відомої на даний момент, Всесвіту.

Очевидна нескінченність

Зі сказаного вище те, що за кілька століть наука поетапно перепорхнула від геоцентризму до сучасного розуміння Всесвіту. Однак це не дає відповіді, чому ми обмежуємо Всесвіт у наші дні. Адже досі йшлося лише про масштаби космосу, а не про саму його природу.

Першим, хто зважився довести нескінченність Всесвіту, був Ісаак Ньютон. Відкривши закон всесвітнього тяжіння, він вважав, що будь простір, звичайно, всі її тіла рано чи пізно зіллються в єдине ціле. До нього думка про нескінченність Всесвіту, якщо хтось і висловлював, то виключно у філософському ключі. Без жодних наукових обґрунтувань. Прикладом цього є Джордано Бруно. До речі, він подібно до Канта, на багато століть випередив науку. Він першим заявив, що зірки є далекими сонцями, і навколо них теж обертаються планети.

Здавалося б, сам факт нескінченності досить обґрунтований і очевидний, але переломні тенденції науки ХХ століття похитнули цю «істину».

Стаціонарний Всесвіт

Перший суттєвий крок на шляху до розробки сучасної моделі Всесвіту зробив Альберт Ейнштейн. Свою модель стаціонарного Всесвіту знаменитий фізик увів у 1917 році. Ця модель була заснована на загальній теорії відносності, розробленої ним роком раніше. Згідно з його моделлю, Всесвіт є нескінченним у часі і кінцевим у просторі. Але, як зазначалося раніше, згідно з Ньютоном Всесвіт з кінцевим розміром повинен сколапсуватися. Для цього Ейнштейн запровадив космологічну постійну, яка компенсувала гравітаційне тяжіння далеких об'єктів.

Як би це парадоксально не звучало, саму кінцівку Всесвіту Ейнштейн нічим не обмежував. На його думку, Всесвіт є замкнутою оболонкою гіперсфери. Аналогією служить поверхня традиційної тривимірної сфери, наприклад – глобуса чи Землі. Скільки б мандрівник не подорожував Землею, він ніколи не досягне її краю. Однак це зовсім не означає, що Земля нескінченна. Мандрівник просто повертатиметься до того місця, звідки почав свій шлях.

На поверхні гіперсфери

Так само космічний мандрівник, долаючи Всесвіт Ейнштейна на зорельоті, може повернутися назад на Землю. Тільки цього разу мандрівник рухатиметься не за двовимірною поверхнею сфери, а по тривимірній поверхні гіперсфери. Це означає, що Всесвіт має кінцевий об'єм, а отже, і кінцеве число зірок і масу. Однак ні кордонів, ні якогось центру у Всесвіті не існує.

Таких висновків Ейнштейн дійшов, зв'язавши у своїй знаменитій теорії простір, час і гравітацію. До нього ці поняття вважалися відокремленими, чому і простір Всесвіту був суто евклідовим. Ейнштейн довів, що саме тяжіння є викривленням простору-часу. Це докорінно змінювало ранні уявлення про природу Всесвіту, що базується на класичній ньютонівській механіці та евклідовій геометрії.

Всесвіт, що розширюється.

Навіть сам першовідкривач «нового Всесвіту» не був чужий помилок. Ейнштейн хоч і обмежив Всесвіт у просторі, він продовжував вважати її статичною. Згідно з його моделлю, Всесвіт був і залишається вічним, і його розмір завжди залишається незмінним. У 1922 році радянський фізик Олександр Фрідман суттєво доповнив цю модель. Згідно з його розрахунками, Всесвіт зовсім не статичний. Вона може розширюватись або стискатися з часом. Примітно те, що Фрідман прийшов до такої моделі, ґрунтуючись на тій самій теорії відносності. Він зумів коректніше застосувати цю теорію, минаючи космологічну постійну.

Альберт Ейнштейн не одразу прийняв таку «поправку». На допомогу цієї нової моделі прийшло згадане раніше відкриття Хаббла. Розбігання галактик безперечно доводило факт розширення Всесвіту. Так Ейнштейну довелося визнати свою помилку. Тепер Всесвіт мав певний вік, який суворо залежить від постійної Хаббла, що характеризує швидкість її розширення.

Подальший розвиток космології

У міру того, як вчені намагалися вирішити це питання, було відкрито багато інших найважливіших складових Всесвіту та розроблено різні його моделі. Так у 1948 році Георгій Гамов ввів гіпотезу «про гарячий Всесвіт», яка згодом перетвориться на теорію великого вибуху. Відкриття 1965 року підтвердило його припущення. Тепер астрономи могли спостерігати світло, що дійшло з того моменту, коли Всесвіт став прозорим.

Темна матерія, передбачена в 1932 Фріцом Цвіккі, отримала своє підтвердження в 1975 році. Темна матерія фактично пояснює саме існування галактик, галактичних скупчень і самої Вселенської структури загалом. Так вчені дізналися, що більшість маси Всесвіту і зовсім невидима.

Нарешті, в 1998 році в ході дослідження відстані було відкрито, що Всесвіт розширюється з прискоренням. Цей черговий поворотний момент у науці породив сучасне розуміння природи Всесвіту. Введений Ейнштейном і спростований Фрідманом космологічний коефіцієнт знову знайшов своє місце у моделі Всесвіту. Наявність космологічного коефіцієнта (космологічної постійної) пояснює її прискорене розширення. Для пояснення наявності космологічної постійної було введено поняття - гіпотетичне поле, що містить велику частину маси Всесвіту.

Сучасне уявлення про розмір Всесвіту, що спостерігається.

Сучасна модель Всесвіту також називається ΛCDM-моделлю. Літера «Λ» означає присутність космологічної постійної, що пояснює прискорене розширення Всесвіту. CDM означає те, що Всесвіт заповнений холодною темною матерією. Останні дослідження свідчать, що постійна Хаббла становить близько 71 (км/с)/Мпк, що він відповідає віку Всесвіту 13,75 млрд. років. Знаючи вік Всесвіту, можна оцінити розмір його області, що спостерігається.

Відповідно до теорії відносності інформація про якийсь об'єкт не може досягти спостерігача зі швидкістю більшою, ніж швидкість світла (299792458 м/c). Виходить, спостерігач бачить не просто об'єкт, а його минуле. Чим далі знаходиться від нього об'єкт, тим у далеке минуле він дивиться. Наприклад, дивлячись на Місяць, бачимо такий, який він був трохи більше секунди тому, Сонце – понад вісім хвилин тому, найближчі зірки – роки, галактики – мільйони років тому й т.д. У стаціонарній моделі Ейнштейна Всесвіт не має обмеження за віком, а значить і її область також нічим не обмежена. Спостерігач, озброюючись дедалі досконалішими астрономічними приладами, спостерігатиме дедалі дальніші й древні об'єкти.

Іншу картину ми маємо із сучасною моделлю Всесвіту. Згідно з нею Всесвіт має вік, а значить і межу спостереження. Тобто з моменту народження Всесвіту жодний фотон не встиг би пройти відстань більшу, ніж 13,75 млрд світлових років. Виходить, можна заявити про те, що Всесвіт, що спостерігається, обмежений від спостерігача кулястою областю радіусом 13,75 млрд. світлових років. Однак це не зовсім так. Не варто забувати і про розширення простору Всесвіту. Поки фотон досягне спостерігача, об'єкт, який його випустив, буде від нас уже за 45,7 мільярдів св. років. Цей розмір є горизонтом частинок, він і є межею спостережуваного Всесвіту.

За горизонтом

Отже, розмір Всесвіту ділиться на два типи. Видимий розмір, званий також радіусом Хаббла (13,75 млрд світлових років). І реальний розмір, який називають горизонтом частинок (45,7 млрд. св. років). Важливо те, що обидва ці горизонти зовсім не характеризують реальний розмір Всесвіту. По-перше, вони залежать від становища спостерігача у просторі. По-друге, вони змінюються з часом. У випадку ΛCDM-моделі горизонт часток розширюється зі швидкістю більшою, ніж обрій Хаббла. Питання те, чи зміниться така тенденція надалі, сучасна наука відповіді не дає. Але якщо припустити, що Всесвіт продовжить розширюватися з прискоренням, всі ті об'єкти, які ми бачимо зараз рано чи пізно зникнуть з нашого «поля зору».

На даний момент найдальшим світлом, яке спостерігається астрономами, є реліктове випромінювання. Вдивляючись у нього, вчені бачать Всесвіт таким, яким він був через 380 тисяч років після Великого Вибуху. У цей момент Всесвіт охолонув настільки, що зміг випускати вільні фотони, які й уловлюють у наші дні за допомогою радіотелескопів. У ті часи у Всесвіті не було ні зірок, ні галактик, а лише суцільна хмара з водню, гелію та нікчемної кількості інших елементів. З неоднорідностей, що спостерігаються в цій хмарі, згодом сформуються галактичні скупчення. Виходить саме ті об'єкти, які сформуються з неоднорідностей реліктового випромінювання, розташовані найближче до горизонту частинок.

Справжні межі

Те, чи має Всесвіт справжні, не спостерігаються кордону, досі залишається предметом псевдонаукових здогадів. Так чи інакше, всі сходяться на нескінченності Всесвіту, але інтерпретують це нескінченність зовсім по-різному. Одні вважають Всесвіт багатовимірним, де наш «місцевий» тривимірний Всесвіт є лише одним з його верств. Інші кажуть, що Всесвіт фрактальний – а це означає, що наш місцевий Всесвіт може виявитися часткою іншою. Не варто забувати і про різні моделі Мультивселена з її закритими, відкритими, паралельними Всесвітами, червоточинами. І ще багато різних версій, кількість яких обмежена лише людською фантазією.

Але якщо включити холодний реалізм або просто відсторонитися від усіх цих гіпотез, то можна припустити, що наш Всесвіт є нескінченним однорідним вмістилищем усіх зірок і галактик. Причому, в будь-якій дуже далекій точці, будь вона в мільярдах гігапарсек від нас, всі умови будуть такими самими. У цій точці будуть точно такими ж обрієм частинок і сфера Хаббла з таким же реліктовим випромінюванням біля їхньої кромки. Навколо будуть такі ж зірки та галактики. Що цікаво, це не суперечить розширенню Всесвіту. Адже розширюється не просто Всесвіт, а саме його простір. Те, що в момент великого вибуху Всесвіт виник з однієї точки говорить тільки про те, що нескінченно дрібні (практичні нульові) розміри, що були тоді, зараз перетворилися на неймовірно великі. Надалі користуватимемося саме цією гіпотезою для того, що наочно усвідомити масштаби спостережуваного Всесвіту.

Наочна вистава

У різних джерелах наводяться різні наочні моделі, що дозволяють людям зрозуміти масштаби Всесвіту. Однак нам мало усвідомити, наскільки великий космос. Важливо уявляти, як виявляють такі поняття, як горизонт Хаббла і горизонт часток насправді. Для цього поетапно уявимо свою модель.

Забудемо про те, що сучасна наука не знає про «закордонну» область Всесвіту. Відкинувши версії про мультивсесвіт, фрактальний Всесвіт та інші її «різновиди», уявімо, що він просто нескінченний. Як зазначалося раніше, це суперечить розширенню її простору. Вочевидь, врахуємо те, що її сфера Хаббла і сфера частинок відповідно дорівнюють 13,75 і 45,7 млрд світлових років.

Масштаби Всесвіту

Натисніть кнопку СТАРТ та відкрийте для себе новий, незвіданий світ!
Спочатку спробуємо усвідомити, наскільки великі Всесвітні масштаби. Якщо ви подорожували нашою планетою, то цілком можете уявити, наскільки для нас велика Земля. Тепер представимо нашу планету як гречану крупицю, яка рухається орбітою навколо кавуна-Сонця розміром з половину футбольного поля. У такому разі орбіта Нептуна відповідатиме розміру невеликого міста, область – Місяцю, область кордону впливу Сонця – Марсу. Виходить, наша Сонячна Система настільки ж більша за Землю, наскільки Марс більше гречаної крупи! Але це лише початок.

Тепер уявімо, що цією гречаною крупою буде наша система, розмір якої приблизно дорівнює одному парсеку. Тоді Чумацький Шлях буде розміром із два футбольні стадіони. Однак цього нам буде мало. Прийде і Чумацький Шлях зменшити до сантиметрового розміру. Вона чимось нагадуватиме загорнуту у вирі кавову пінку посеред кавово-чорного міжгалактичного простору. За двадцять сантиметрів від неї розташуватиметься така ж спіральна «крихта» — Туманність Андромеди. Навколо них буде рій малих галактик нашого Місцевого Скупчення. Видимий розмір нашого Всесвіту становитиме 9,2 кілометра. Ми підійшли до розуміння Всесвітніх розмірів.

Усередині всесвітнього міхура

Проте, нам мало зрозуміти сам масштаб. Важливо усвідомити Всесвіт динаміці. Уявімо себе гігантами, для яких Чумацький Шлях має сантиметровий діаметр. Як зазначалося щойно, ми опинимося всередині кулі радіусом 4,57 та діаметром 9,24 кілометрів. Уявимо, що ми здатні ширяти всередині цієї кулі, подорожувати, долаючи за секунду цілі мегапарсеки. Що ми побачимо в тому випадку, якщо наш Всесвіт буде нескінченним?

Зрозуміло, перед нами з'явиться безліч різноманітних галактик. Еліптичні, спіральні, іррегулярні. Деякі області будуть кишити ними, інші - порожні. Головна особливість буде в тому, що візуально всі вони будуть нерухомі, поки будемо нерухомими. Але варто нам зробити крок, як і самі галактики почнуть рухатися. Наприклад, якщо ми будемо здатні розглянути в сантиметровому Чумацькому Шляху мікроскопічну Сонячну Систему, то зможемо спостерігати її розвиток. Віддалившись від нашої галактики на 600 метрів, ми побачимо протозірку Сонце та протопланетний диск у момент формування. Наближаючись до неї, ми побачимо, як з'являється Земля, зароджується життя і людина. Так само ми бачитимемо, як видозмінюються і переміщаються галактики у міру того, як ми будемо видалятися або наближатися до них.

Отже, чим у далекі галактики ми вдивлятимемося, тим древнішими вони будуть для нас. Так найдальші галактики будуть розташовані від нас далі 1300 метрів, а на рубежі 1380 метрів ми бачитимемо вже реліктове випромінювання. Щоправда, ця відстань для нас буде уявною. Однак, у міру того, як наближатися до реліктового випромінювання, ми бачитимемо цікаву картину. Природно, ми спостерігатимемо те, як з початкової хмари водню утворюватимуться і розвиватимуться галактики. Коли ж ми досягнемо одну з цих галактик, що утворилися, то зрозуміємо, що подолали зовсім не 1,375 кілометрів, а всі 4,57.

Зменшуючи масштаби

Як результат ми ще більше збільшимося у розмірах. Тепер ми можемо розмістити в кулаку цілі увійди та стіни. Так ми опинимося в досить невеликому міхурі, з якого неможливо вибратися. Мало того, що відстань до об'єктів на краю міхура буде збільшуватися в міру їхнього наближення, так ще й сам край нескінченно зміщуватиметься. У цьому і полягає вся суть розміру Всесвіту, що спостерігається.

Який би Всесвіт не був великий, для спостерігача він завжди залишиться обмеженим міхуром. Спостерігач завжди буде у центрі цього міхура, фактично він і є його центром. Намагаючись дістатися до будь-якого об'єкта на краю міхура, спостерігач зміщуватиме його центр. У міру наближення до об'єкта, цей об'єкт все далі відходитиме від краю міхура і водночас видозмінюватиметься. Наприклад - від безформної водневої хмарки вона перетвориться на повноцінну галактику або далі галактичне скупчення. До того ж, шлях до цього об'єкта збільшуватиметься в міру наближення до нього, оскільки змінюватиметься сам навколишній простір. Діставшись цього об'єкта, ми лише змістимо його з краю міхура в його центр. На краю Всесвіту все також мерехтітиме реліктове випромінювання.

Якщо припустити, що Всесвіт і далі розширюватиметься прискорено, то перебуваючи в центрі міхура і мотаючи час на мільярди, трильйони і навіть вищі порядки років уперед, ми помітимо ще цікавішу картину. Хоча наш міхур буде також збільшуватися в розмірах, його видозмінні складові будуть віддалятися від нас ще швидше, покидаючи край цього міхура, поки кожна частка Всесвіту не буде розрізнено блукати у своєму самотньому міхурі без можливості взаємодіяти з іншими частинками.

Отже, сучасна наука не має у своєму розпорядженні відомостей про те, які реальні розміри Всесвіту і чи має вона межі. Але ми точно знаємо про те, що Всесвіт, що спостерігається, має видимий і справжній кордон, званий відповідно радіусом Хаббла (13,75 млрд св. років) і радіусом частинок (45,7 млрд. світлових років). Ці межі повністю залежать від становища спостерігача у просторі та розширюються з часом. Якщо радіус Хаббла розширюється строго зі швидкістю світла, розширення горизонту частинок носить прискорений характер. Питання про те, чи буде його прискорення горизонту частинок продовжуватись далі і чи не зміниться на стиск, залишається відкритим.

Якби астрономи-професіонали постійно і відчутно уявляли жахливу величину космічних відстаней та інтервалів часу еволюції небесних світил, навряд чи вони могли успішно розвивати науку, якій присвятили своє життя. Звичні нам з дитинства просторово-часові масштаби настільки незначні порівняно з космічними, що коли це доходить до свідомості, то буквально захоплює дух. Займаючись якоюсь проблемою космосу, астроном або вирішує якесь математичне завдання (це найчастіше роблять фахівці з небесної механіки та астрофізики-теоретики), або займається удосконаленням приладів і методів спостережень, або ж будує у своїй уяві, свідомо чи несвідомо, деяку досліджуваної космічної системи. При цьому основне значення має правильне розуміння відносних розмірів системи, що вивчається (наприклад, відношення розмірів деталей даної космічної системи, відношення розмірів цієї системи та інших, схожих або несхожих на неї, і т. д.) та інтервалів часу (наприклад, відношення швидкості перебігу даного процесу до швидкості перебігу будь-якого іншого).

Один із авторів цієї статті досить багато займався, наприклад, сонячною короною та Галактикою. І завжди вони уявлялися йому неправильної форми сфероїдальними тілами приблизно однакових розмірів – щось близько 10 см... Чому 10 см? Цей образ виник підсвідомо, просто тому, що надто часто, роздумуючи над тим чи іншим питанням сонячної чи галактичної фізики, автор креслив у звичайному зошиті (у клітинку) контури предметів своїх роздумів. Чортив, намагаючись дотримуватись масштабів явищ. З одного дуже цікавого питання, наприклад, можна було провести цікаву аналогію між сонячною короною та Галактикою (вірніше, так званою "галактичною короною"). Звичайно, автор дуже добре, так би мовити, "розумом" знав, що розміри галактичної корони в сотні мільярдів разів більші, ніж розміри сонячної. Але він спокійно забував про це. А якщо в ряді випадків великі розміри галактичної корони набували деякого важливого значення (бувало і так), це враховувалося формально-математично. І все одно візуально обидві "корони" уявлялися однаково маленькими...

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.

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, що 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 видно в інших зоряних 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 в різних типів об'єктів 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. Наступного року Фрідріх 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 у 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 вимір паралаксів і зовсім було поставлено на потік. Вимір паралаксів - єдиний метод прямого визначення відстаней 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 мазер тригонометричні методи вдається застосовувати не тільки до далеких об'єктів нашої Галактики, але і 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 метод паралаксів 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 разів 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. Особлива увага приділялася змінним зіркам, блиск яких зазнає вагань. Вивчаючи змінні зірки особливого класу — цефеїди — у Малій Магеллановій Хмарі, Генрієтта Лівітт помітила, що чим вони яскравіші, тим більше період коливання 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 методом відстань 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.

Проміжною щаблем на ній стали розсіяні зоряні скупчення, що включають від кількох десятків до сотень зірок, пов'язаних загальним часом та місцем народження. Якщо нанести на графік температуру і світність всіх зірок скупчення, більшість точок 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 йому довгий час служили Плеяди і Гіади , відстані яких були визначені шляхом 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 четвертий щабель сходів 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» термоядерними вибухами білих карликів з 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 менші кутові розміри галактики. 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 небесною сферою — 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 швидкості зірок 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

Вибудовуючи наші сходи до околиць Всесвіту, ми замовчували фундамент, на якому він спочиває. Тим часом метод паралакс дає відстань не в еталонних метрах, а в астрономічних одиницях, тобто в радіусах земної орбіти, величину якої теж вдалося визначити далеко не відразу. Тож озирнемося назад і спустимося сходами космічних відстаней на Землю.

Ймовірно, першим віддаленість Сонця спробував визначити Аристарх Самоський, який запропонував геліоцентричну систему світу 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 Французької Гвіани послужила базою паралактичного трикутника, з якого вони визначили відстань до Марса, а потім за рівняннями небесної механіки вирахували 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 одним із перших міжнародних наукових проектів. Споряджалися масштабні експедиції (англійською експедицією 1769 керував знаменитий Джеймс Кук), створювалися спеціальні наглядові станції... І якщо наприкінці XVIII століття Росія лише надала французьким ученим можливість спостерігати проходження зі своєї території (з Тобольська), то в 1874 і 1882 російські вчені вже брали активну участь у 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»

Такий радикальний прогрес у вимірі астрономічної одиниці по-новому поставив питання про відстань до зірок. Точність визначення паралаксів обмежує атмосфера Землі. Тому ще у 1960-х роках виникла ідея вивести кутомірний інструмент у космос. Реалізувалася вона у 1989 році із запуском європейського астрометричного супутника «Гіппарх». Ця назва — усталений, хоча формально і не зовсім правильний переклад англійської назви HIPPARCOS, яка є скороченням від High Precision Parallax Collecting Satellite («супутник для збору високоточних паралаксів») і не збігається з англомовним написанням імені знаменитого давньогрецького астронома — Hip зіркового каталогу.

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 та 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 кілька груп незалежними методами отримали оцінки відстані до скупчення 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 із-за паралактичного зміщення, і внаслідок власних рухів зірок 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.

Але цим проблеми «Гіппарху» не вичерпуються. Певні паралакси цефеїд виявилися недостатньо точними для впевненого калібрування співвідношення «період-світність». Тим самим супутнику не вдалося вирішити і друге завдання, що стояло перед ним. Тому зараз у світі розглядається кілька нових проектів космічної астрометрії. Найближчим до реалізації стоїть європейський проект «Гайа» (Gaia), запуск якого запланований на 2012 рік. Його принцип дії такий самий, як у «Гіппарха» — багаторазові вимірювання кутів між парами зірок. Однак завдяки потужній оптиці він зможе спостерігати значно тьмяніші об'єкти, а використання методу інтерферометрії підвищить точність виміру кутів до десятків мікросекунд дуги. Передбачається, що "Гайа" зможе вимірювати кілопарсекові відстані з помилкою не більше 20% і за кілька років роботи визначить положення близько мільярда об'єктів. Тим самим буде побудовано тривимірну карту значної частини Галактики.

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. Тож сучасні кордони Всесвіту 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.