Межгалактические пространства

Кроме нашей Галактики существуют и другие звездные скоп­ления, например туманность Андромеды, которая при наблю­дении в сильный телескоп выглядит как скопления звезд, расположенных в виде такой же дискообразной спирали, как наша Галактика. Количество таких галактик очень велико. Расстоя­ние до них может быть оценено исходя из кажущейся яркости объектов. Например, полная яркость туманности Андромеды приблизительно такая же, как у средней звезды, удаленной на 10 световых лет. Мощные телескопы показывают, что звезд в этой галактике примерно столько же, как и в нашей,- около 50 млрд. В таком случае эта туманность в 50 млрд раз ярче от­дельной звезды нашей Галактики. Тогда расстояние до туман­ности Андромеды должно быть в V(50 ■ ю⁹) раз больше, чем до ближайших звезд, т.е. определяется как произведение 10 све­товых лет на V(50- io⁹), что дает около 2 млн световых лет. По­лучается, что расстояние от нашей Галактики до соседней при­близительно в 20 раз больше диаметра нашей Галактики. Свет, приходящий от туманности Андромеды, покинул ее тогда, когда нашу Землю населяли еще не люди, а их обезьяноподоб­ные предки. Множество спиральных туманностей можно уви­деть с помощью телескопов. Известно о миллионах таких ту­манностей, и расстояния между ними достигают нескольких миллионов световых лет.

Возникает вопрос: а есть ли предел у самой Вселенной? На него помогает ответить открытый в первой половине XX в. факт «разбегания» галактик.

Анализ спектров галактик пока­зал: чем дальше находятся от нас галактики, тем быстрее они удаляются.

Скорость этого движения пропорциональна расстоянию до галактики. Движение ближайшей галактики, например туманности Андромеды, почти невозможно обнаружить, но галактики, отстоя­щие от нас на 100 млн световых лет, удаляют­ся со скоростью около 3000 км/с. Связь между скоростью и расстояни­ем впервые установил американский астроном Э.П. Хаббл в 1929 г.

В начале 1960-х гг. были открыты квазары. Самый далекий из известных ныне квазаров находит­ся от нас на расстоянии около 8 млрд световых лет. Таковы размеры доступной в настоящее время нашим исследованиям части Все­ленной.

Таким образом, можно создавать все более и более мощные телескопы, пытаясь наблюдать удаленные галактики, однако последние будут «убегать» от нас со скоростью, все более при­ближающейся к скорости света. Чем ближе скорость объекта к световой, тем меньше будет его яркость, тем менее заметным он станет. Поэтому если даже и существует множество галак­тик, удаленных на расстояние, большее 10 млрд световых лет, нам не удастся их увидеть: они удаляются от нас настолько бы­стро, что их свет никогда не сможет достичь Земли.

Методы оценки времени Слайд 7

Малые интервалы времени

Сравнительно малой и хорошо воспринимаемой человеком единицей времени является 1 с - это приблизительно интервал между двумя ударами сердца. Наиболее короткий промежуток времени, воспринимаемый человеком, составляет 0,1 с (длитель­ность щелчка пальцами). Смена изображения со скоростью 24 кадра в 1 с приводит к возможности видеть непрерывное изменение яв­лений, а 25-й кадр уже не воспринимается глазом.

Для определения географических координат, в первую оче­редь долготы местности, необходимо точно знать время в измеряемой точке. Ошибка в отсчете времени, равная 1 мин, при определении долготы на широте экватора соответствует иска­жению расстояния на 27,6 км, ошибка в 1 с влечет за собой искажение на 460 м и ошибка в 0,001 с - на 0,46 м.

Для того чтобы измерять время, требуется выбрать систему отсчета, научиться хранить и передавать точное время. Долгие годы единственной системой отсчета было вращение Земли во­круг своей оси и вокруг Солнца, Движение Земли вокруг своей оси также неравномерно, в част­ности сезонная нерегулярность достигает 0,001 с. Поэтому в 1960-х гг. Международный комитет мер и весов принял решение использовать в качестве эталона астрономические атомно-луче-вые цезиевые часы. При этом 1 с = 9 192 631 770 периодам из­лучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонки­ми уровнями основного состояния атома цезия-133.