Новейший справочник уникальных фактов в вопросах и ответах

В природе существует и другой тип красного смещения – так называемое гравитационное красное смещение, которое предвидел Альберт Эйнштейн в общей теории относительности. Гравитационное красное смещение проявляется, как и обычное, в смещении спектра света к красной части. Но возникает оно по другой причине: когда свет попадает в очень сильное гравитационное поле, он теряет энергию, что приводит к уменьшению частоты световых волн и изменению цвета – покраснению.
Как велик возраст Вселенной и на основе каких данных он определен?
В 2003 году с помощью запущенного NASA (Национальным управлением США по аэронавтике и исследованию космического пространства) космического зонда, оснащенного специальной аппаратурой, были проведены измерения температуры фонового микроволнового (реликтового) излучения с точностью до миллионной доли градуса. Результаты этих измерений позволили установить, что возраст Вселенной составляет 13,7 миллиарда лет и что формирование первого поколения звезд началось спустя 200 миллионов лет после Большого взрыва.
Что такое темная материя и как много ее во Вселенной?
Астрономы способны непосредственно наблюдать только объекты, испускающие электромагнитное излучение, в том числе свет (одно из немногих исключений – нейтрино). Однако значительная часть космического вещества может и сама не излучать света и не освещаться близкой звездой, оставаться совершенно непрозрачной и не отражать никакого излучения (как, например, это происходит с углем). Или, наоборот, быть столь прозрачной, что ее невозможно заметить и при освещении (например, если она состоит из ряда кристаллов, газа или элементарных частиц). В астрономии, а еще чаще в космологии такую материю называют темной. Тем не менее в темной материи происходят некие процессы, поскольку различные формы материи и энергии проявляются во взаимосвязи. Кроме того, масса и гравитационное поле темной материи влияют на движение наблюдаемых небесных объектов – звезд, галактик и их скоплений. Наблюдения сверхновых в далеких галактиках привели астрономов к выводу об ускоренном характере расширения Вселенной, что свидетельствует о наличии в ней также скрытой (темной) энергии. Согласно современным представлениям, видимая (наблюдаемая) материя составляет всего около 4 процентов общей массы Вселенной, а остальная ее масса проявляется в форме темной материи (около 23 процентов) и темной энергии (около 73 процентов).
В чем состоит значение нейтрино с точки зрения астрофизики?
Нейтрино – это элементарные частицы, не имеющие электрического заряда. В 1931 году швейцарский физик Вольфганг Паули высказал предположение об их существовании, а экспериментально оно было доказано в 1956 году. Долгое время считалось, что нейтрино имеют нулевую массу покоя, однако результаты последних исследований показали, что масса нейтрино, видимо, отлична от нуля, хотя и очень мала (меньше 1 /25 000 массы электрона). С точки зрения астрофизики нейтрино имеют огромное значение. Они во множестве возникают во время ядерных реакций, идущих в звездах, а потому представляют собой уникальный сверхбыстрый вид «транспорта», способный донести к Земле прямую информацию из ядра Солнца. Нейтрино всегда образуются и во время взрыва сверхновой. В космологии считается, что из нейтрино (если их масса не равна нулю) могут состоять целые участки темной материи. С Земли можно обнаружить только те нейтрино, которые образованы в Солнце. Единственный случай обнаружения другого источника нейтрино имел место во время взрыва сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке.
Что характеризует звездная величина?
Звездной величиной называют физическую единицу измерения светимости небесных объектов. Первую попытку классифицировать (занести в каталог) звезды на основании их светимости предпринял греческий астроном Гиппарх Никейский во II веке до нашей эры. Его работу продолжил во II веке нашей эры Клавдий Птолемей. Они разделили звезды на 6 классов. Самые яркие назвали звездами 1-й звездной величины, а 6-ю звездную величину присвоили звездам, еле видимым невооруженным глазом. Приблизительность в делении звезд на классы светимости была преодолена в середине XIX века английским астрономом Норманом Погсоном. Заметив, что разница в светимости между соседними классами составляет примерно 2,5 раза (например, звезда 3-й звездной величины приблизительно в 2,5 раза ярче звезды 4-й звездной величины), а между звездами 1-й и 6-й звездной величины, которые различаются на 5 звездных величин, существует соотношение светимостей 100: 1, Погсон установил шкалу звездных величин, по которой соотношение между соседними классами составляет 2,512: 1 (2,512 является корнем пятой степени из 100). Таким образом, была сохранена прежняя классификация, получившая при этом математическое обоснование. Со временем аппаратура стала совершеннее и появилась возможность измерять светимость звезд более точно: до десятых, а затем и сотых долей звездной величины. У ярких звезд звездная величина составляет, например: для Денеба 1,25; Альдебарана 0,85; Веги 0,04. По этой шкале у самых ярких звезд звездная величина имеет отрицательное значение: Сириус -1,46; Канопус -0,72; Арктур -0,04. Термином «звездная величина» обозначают также светимость таких диффузных объектов, как туманности и галактики (в этом случае «звездная величина» берется в целом для всей поверхности объекта).
С помощью каких единиц измеряют расстояния в астрономии?
Земные единицы измерения расстояния не подходят для измерения огромных расстояний между небесными объектами, поэтому в астрономии используют три другие основные единицы измерения. Внутри Солнечной системы обычно пользуются «астрономической единицей» (а. е.), равной среднему расстоянию от Земли до Солнца – 149 600 000 километров. По этой измерительной шкале Марс находится на расстоянии 1,52 астрономической единицы от Солнца. Для оценки межзвездных расстояний применяют две единицы измерения: световой год и парсек. Световой год равен расстоянию, которое проходит свет за год, перемещаясь, как известно, со скоростью 300 000 километров в секунду. Легко убедиться, что световой год равен приблизительно 9460 миллиардам километров. Например, самая близкая к Солнцу звезда (Проксима Кентавра) расположена от нас на расстоянии примерно 4,2 световых года. Профессиональные астрономы часто пользуются вместо светового года парсеком. Парсек определяется как такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду дуги. Это очень маленький угол: под таким углом монета в одну копейку видна с расстояния в три километра. Один парсек (пк) составляет около 3,26 светового года, то есть приблизительно 30 триллионов километров. Кратные единицы измерения – килопарсек (Кпк), равный 1000 парсеков, и мегапарсек (Мпк), равный 1 миллиону парсеков, – используют для оценки расстояний до внегалактических объектов. Галактика Андромеды находится на расстоянии около 2,2 миллиона световых лет, или 675 килопарсеков.
Почему ночное небо темное?
Если бы Вселенная была бесконечна в пространстве и времени, то в любом направлении на луче зрения оказалась бы какая-нибудь звезда. Вся поверхность ночного неба должна была бы представляться ослепительно яркой, подобно поверхности Солнца. Противоречие указанного утверждения с тем, что мы наблюдаем в действительности, называют парадоксом Ольберса – Шезо. Этот парадокс невозможно объяснить в рамках теории стационарной Вселенной. Однако его легко устранить, если учесть, что Вселенная возникла в результате так называемого Большого взрыва и что ее возраст составляет «всего» 13,7 миллиарда лет. Самые далекие объекты, которые мы способны увидеть, находятся от нас на расстоянии не более 13,7 миллиарда световых лет, а свет от более удаленных до нас еще просто не успел дойти к нам (скорость света, как известно, не бесконечна и составляет 300 000 километров в секунду). Вот почему ночное небо темное.
Как образовались химические элементы?
Большой взрыв создал только два химических элемента – водород и гелий (и небольшие количества дейтерия и лития). Все остальные элементы, заполняющие таблицу Менделеева, появились только после возникновения звезд. В их недрах в ходе термоядерных реакций синтеза постепенно образовались азот, кислород, углерод и более тяжелые элементы. Эволюция крупных звезд завершается их взрывами, после которых накопившиеся в таких звездах элементы рассеиваются в пространстве, загрязняют облака межзвездного газа и в свой час служат исходным сырьем для возникновения новых звезд. В мире, в котором мы живем, идет постоянная переработка первородной материи – Вселенная обогащается тяжелыми элементами, а самых легких становится все меньше. Из образовавшихся в звездных недрах химических элементов состоит и наша Земля, и все живые существа на ней, в том числе люди. Поэтому все мы в определенном смысле дети звезд.