Який хімічний елемент найбільш поширений у Всесвіті?

Найбільш поширеними у Всесвіті є найлегші елементи - водень і гелій. Сонце, зірки, міжзоряний газ за кількістю атомів на 99 відсотків складаються з них. На частку всіх інших, в тому числі найскладніших «важких» елементів припадає менше 1 відсотка. По масі 76,5 відсотка припадає на водень, 21,5 відсотка - на гелій, 0,3 відсотка - на неон, 0,82 відсотка - на кисень, 0,34 відсотка - на вуглець, 0,12 відсотка - на азот, 0,12 відсотка - на залізо, 0,07 відсотка - на кремній, 0,06 відсотка - на магній, 0,04 відсотка - на сірку. Залишок - 0,13 відсотка - припадає на всі інші елементи. Таким чином , найпоширенішим у Всесвіті хімічним елементом є водень. Невідомий неозброєним оком, цей газ може бути виявлений за допомогою радіотелескопів за віпромініюються радіохвилями довжиною 21 сантиметр. Водень заповнює майже весь міжзоряний простір, але воно неймовірно розріджене: всього один атом на 10 або навіть 100 кубічних сантиметрів. Проте, оскільки міжзоряний простір величезний, величезний і загальний обсяг газу. Деякі водневі хмари «гарячі», вони мають температуру до 7500 градусів, в рідкісних випадках температура водню доходить до мільйонів градусів. Існують також водневі хмари більшої щільності, в яких на 1 кубічний сантиметр припадає від 10 до 100 атомів. Ці хмари набагато холодніші: їх температура може опускатися до - 200 градусів Цельсія.

За допомогою яких одиниць вимірюють відстані в астрономії?

Земні одиниці вимірювання відстані не підходять для вимірювання великих відстаней між небесними об'єктами, тому в астрономії використовують три інші основні одиниці виміру. Усередині Сонячної системи зазвичай користуються «астрономічної одиницею» (а. о.), рівна середній відстані від Землі до Сонця - 149 600 000 кілометрів. З цієї вимірювальної шкалою Марс знаходиться на відстані 1,52 астрономічної одиниці від Сонця. Для оцінки міжзоряних відстаней застосовують дві одиниці виміру: світловий рік і парсек. Світловий рік дорівнює відстані, яку проходить світло за рік, переміщаючись, як відомо, зі швидкістю 300 000 кілометрів на секунду. Легко переконатися, що світловий рік дорівнює приблизно 9460 мільярдів кілометрів. Наприклад, найближча до Сонця зірка (Проксима Кентавра) розташована від нас на відстані приблизно 4,2 світлових років. Професійні астрономи часто користуються замість світлового року парсек. Парсек визначається як відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом в одну секунду дуги. Це дуже маленький кут: під таким кутом монета в одну копійку видна з відстані в три кілометри. Один парсек (пк) становить близько 3,26 світлового року, тобто приблизно 30 трильйонів кілометрів. Кратні одиниці виміру - кілопарсек (кпк) , рівний 1000 парсеків, і мега-парсек (Мпк), рівний 1 мільйону парсеків, - використовують для оцінки відстаней до позагалактичних об'єктів. Галактика Андромеди знаходиться на відстані близько 2,2 мільйона світлових років, або 675 кілопарсек.

Що таке червоне зміщення галактик?

Те, що спектральні лінії віддалених галактик завжди здаються зміщеними до червоного, виявили Мільтон Хьюмейсон і Едвін Хаббл в першій половині 1920 -х років. Спостереження, які потім в 1928 році здійснив Хаббл, були використані ним при формулюванні його іменем закону, що відображає залежність швидкості видалення галактики від відстані до неї. Зазначений червоний зсув інтерпретується як ефект Доплера, викликаний розширенням Всесвіту, і в цієї гіпотези найбільше прихильників. Проте невелика група вчених на чолі з Хелтон Арпом вважає, що причина цього явища поки ще не цілком зрозуміла. Їхні аргументи засновані на результатах спостереження деяких віддалених подвійних об'єктів, що здаються пов'язаними, але мають досить різне червоне зміщення. У природі існує й інший тип червоного зсуву - так зване гравітаційне червоне зміщення, яке передбачав Альберт Ейнштейн в загальній теорії відносності. Гравітаційне червоне зміщення проявляється, як і звичайне, у зміщенні спектру світла до червоної частини. Але виникає воно з іншої причини: коли світло потрапляє в дуже сильне гравітаційне поле, воно втрачає енергію, що призводить до зменшення частоти світлових хвиль і зміни кольору - почервоніння.

Про що свідчить «реліктове» випромінювання?

Реліктовим називають фонове космічне випромінювання, спектр якого відповідає спектру абсолютно чорного тіла з температурою близько 3 градусів Кельвіна. Спостерігається це випромінювання на хвилях завдовжки від декількох міліметрів до десятків сантиметрів; воно практично ізотропне. Відкриття реліктового випромінювання стало вирішальним підтвердженням теорії гарячого Всесвіту, відповідно до якої в минулому Всесвіт мав значно більшу, ніж зараз, щільність матерії і дуже високу температуру. Фіксуюче сьогодні реліктове випромінювання - це інформація про давно минулі події, коли вік Всесвіту становив лише 300-500 тисяч років, а щільність була близько 1000 атомів на кубічний сантиметр. Саме тоді температура первородного Всесвіту опустилася приблизно до 3000 градусів Кельвіна, елементарні частинки утворили атоми водню і гелію і раптове зникнення вільних електронів призвело до випромінювання, яке ми сьогодні називаємо реліктовим.

Що характеризує зоряна величина?

Зоряною величиною називають фізичну одиницю виміру світності небесних об'єктів. Першу спробу класифікувати (занести в каталог) зірки на підставі їх світності зробив грецький астроном Гіппарх Нікейський в II столітті до нашої ери. Його роботу продовжив в II столітті нашої ери Клавдій Птолемей. Вони розділили зірки на 6 класів. Найяскравіші назвали зірками 1-ї зоряної величини, а 6-у зоряну величину привласнили зіркам, ледве видимим неозброєним оком. Приблизність в розподілі зірок на класи світності була подолана в середині XIX століття англійським астрономом Норманом Погсон. Помітивши, що різниця в світності між сусідніми класами становить приблизно 2,5 рази (наприклад, зірка 3-й зоряної величини приблизно в 2,5 рази яскравіше зірки 4-ї зоряної величини), а між зірками 1-ї і 6-ї зоряної величини, які розрізняються на 5 зоряних величин, існує співвідношення світностей 100:1, Погсон встановив шкалу зоряних величин, за якою співвідношення між сусідніми класами становить 2,512:1 (2,512 є коренем п'ятого ступеня з 100). Таким чином, була збережена колишня класифікація, що отримала при цьому математичне обгрунтування. З часом апаратура стала досконаліша і з'явилася можливість вимірювати світність зірок більш точно: до десятих, а потім і сотих часток зоряної величини. У яскравих зірок зоряна величина становить, наприклад: для Денеба 1,25; Альдебарана 0,85; Веги 0,04. За цією шкалою у найяскравіших зірок зоряна величина має від'ємне значення: Сіріус -1,46; Канопус -0,72; Арктур -0,04. Терміном «зоряна величина» позначають також світність таких дифузних об'єктів, як туманності і галактики (в цьому випадку «зоряна величина» береться в цілому для всієї поверхні об'єкта).

Що вивчають космологія і космогонія?

Космологія - фізичне вчення про Всесвіт як цілому, що включає в себе теорію всієї охопленої астрономічними спостереженнями області простору - Метагалактики як частини Всесвіту. Термін «космологія» іноді можна зустріти в старому його значенні - як сукупності уявлень про світобудову (наприклад, космологія стародавніх греків, індійців, китайців, майя) . У своїх далекосяжних висновках космологія стикається з проблемами філософії, що вивчає найбільш загальні закони існування і розвитку неживої і живої природи, включаючи розвиток людського суспільства. Космогонія займається питаннями походження й еволюції небесних тіл (зірок, в тому числі Сонця, планет, у тому числі Землі, їх супутників, астероїдів, комет, метеоритів) і зоряних систем (зоряних скупчень, галактик, туманностей). У своїх висновках космогонія спирається на матеріал спостережень, накопичений всією астрономією (а в планетної космогонії також геологією та іншими науками про Землю), і на досягнення теоретичної та експериментальної фізики.

Що являють собою Магелланові Хмари і чому вони так називаються?

Велика і Мала Магелланові Хмари - дві близькі до нас галактики, супутники нашої Галактики (Чумацького Шляху). Їх видно на небі в Південній півкулі неозброєним оком (відповідно в сузір'ях Золотої Риби і Тукана). Названі вони на честь Фернана Магеллана, тому що вперше були описані його супутником і біографом Пігафетти. Відстань до Великої Магелланової Хмари становить приблизно 150 тисяч світлових років, до Малого Магелланової Хмари - 170 тисяч світлових років. На небі Магелланові Хмари займають значну площу. Велика Хмара має поперечник 12 кутових градусів, що в 24 рази перевершує поперечник місячного диска, Мале - 8 кутових градусів. Однак справжні розміри Великої Магелланової Хмари не перевищують половину нашої Галактики, а Мала - не більш п'ятої її частини. Крім того, вони менш щільно заповнені зірками. Велика Магелланова Хмара містить 5 мільярдів зірок (всього 1/20 від їх числа в нашій Галактиці), Мале - тільки 1,5 мільярда зірок. В одному з зоряних скупчень Великої Магелланової Хмари знаходиться зірка S Золотої Риби, фотометрична світність якої в 120 тисяч разів перевищує сонячну. У центрі Великого Магелланової Хмари знаходиться також гігантська газово-пилова дифузна туманність, названа Тарантулом. Якби ця туманність знаходилася від нас на відстані туманності Оріона (близько 1500 світлових років), то освітлені її світлом предмети на Землі давали б помітні тіні. У лютому 1987 року в Великій Магеллановій Хмарі спалахнула наднова зірка, яку можна було бачити неозброєним оком.

Що являють собою космічні промені?

Космічні промені - це потік стабільних часток високих енергій (від одного до трильйона гігаелектронвольт, що приблизно в тисячу разів вище енергії частинок, що виробляються прискорювачами), що приходять на Землю зі світового простору (первинне випромінювання), а також народжене цими частками при взаємодіях з атомними ядрами атмосфери вторинне випромінювання, до складу якого входять всі відомі елементарні частинки. Первинне космічне випромінювання ізотропне в просторі і незмінне в часі, в її склад входять протони (близько 90 відсотків) , альфа-частинки (близько 7 відсотків) та інші атомні ядра аж до найважчих, а також невелика кількість електронів, позитронів і гамма-квантів. Досі джерела космічного випромінювання є нерозгаданою таємницею. Зокрема, все ще неясно, чи мають вони виключно галактичне чи також і позагалактичне походження. І чому Всесвіт пронизаний потоками цих частинок. Оскільки основну частину космічного випромінювання складають заряджені частинки, чутливі до дії магнітного поля Галактики, а також магнітних полів близьких небесних тіл, то космічні промені постійно відхиляються, через що абсолютно неможливо визначити напрямок, звідки вони прийшли. Прийнято, однак, вважати, що переважна частина первинних космічних променів приходить на Землю з Галактики і лише невелика їх частина пов'язана з активністю Сонця. Космічні промені з енергією вище 108 ГеВ, можливо, приходять з Метагалактики. Найбільш ймовірні джерела галактичних космічних променів - спалахи наднових зірок і утворюються при цьому пульсари. Заряджені частинки прискорюються, мабуть, електромагнітними полями, виникаючими в пульсарах або в оточуючих їх турбулентних плазмових оболонках. Сильні магнітні поля закручують релятивістські електрони, що викликає інтенсивне синхротронне випромінювання з областей, де народжуються космічні промені. Прискорені заряджені частинки розсіюються міжзоряними магнітними полями і досягають Землі в середньому через 20-100 мільйонів років у вигляді ізотропного випромінювання. Космічні промені - унікальне природне джерело часток надвисоких енергій, що дозволяє вивчати процеси взаємодії елементарних частинок і їх структуру. Багато елементарних частинок були відкриті при дослідженні космічних променів. Поряд з цим космічні промені дають можливість виявляти і вивчати астрофізичні процеси, що відбуваються в глибинах Всесвіту. За відкриття космічних променів (в 1912 році) австрійський фізик В. Ф. Гесс в 1936 році був удостоєний Нобелівської премії.

Додаткова інформація