Échelle interactive de l'application flash de l'univers. Échelle de l'univers, structure, objets

Nous pensons que nous étudions les étoiles
mais il s'est avéré que nous étudiions l'atome.
R. Feynman

Qu’entend-on par Univers ? Qu'est-ce que le micromonde, le macromonde et le mégamonde et quelles sont leurs échelles ? Dans quelle mesure nos capacités sont-elles limitées lorsque nous étudions la grande échelle du mégamonde et la plus petite échelle du micromonde ?

Leçon-conférence

L'image de l'univers. L'Univers est compris comme la totalité de tous les objets observés d'une manière ou d'une autre par les humains. Parmi ceux-ci, seuls quelques-uns sont accessibles à l’observation par les sens. Cette partie du monde s'appelle macrocosme. Les plus petits objets (atomes, particules élémentaires) constituent microcosme. Les objets de taille gigantesque et très éloignés de nous sont appelés mégamonde.

Salvador Dalí. Croix nucléaire

Devinez pourquoi S. Dali a appelé son tableau « La Croix Nucléaire ».

L'échelle des mondes. Les frontières entre ces mondes sont assez arbitraires. Afin d'imaginer visuellement les objets du macromonde, du micromonde et du mégamonde, nous augmenterons ou diminuerons mentalement une certaine sphère un grand nombre de fois.

Commençons par une sphère d'un rayon de 10 cm. C'est la taille typique d'un objet dans le macrocosme. Pour atteindre rapidement les limites du monde connu, nous devrons augmenter et diminuer la sphère plusieurs fois. Prenons le milliard comme un si grand nombre.

1. En agrandissant un milliard de fois une sphère d'un rayon de 10 cm, on obtient une sphère d'un rayon de 100 000 km. Quelles sont ces tailles ? Cela représente environ un quart de la distance entre la Terre et la Lune. De telles distances sont tout à fait accessibles aux déplacements humains ; Ainsi, des astronautes ont déjà visité la Lune. Tout ce qui a des dimensions de cet ordre doit être attribué au macrocosme (Fig. 8).

Riz. 8 L'échelle du macrocosme

2. En augmentant encore un milliard de fois, nous obtenons une sphère d'un rayon de 10 à 14 km. Ce. bien sûr, des tailles astronomiques. En astronomie, pour faciliter la mesure des distances, on utilise des unités lumineuses qui correspondent au temps qu'il faut à la lumière pour parcourir une certaine distance.

Qu'est-ce qu'une sphère d'un rayon de 10 lumières. années? La distance jusqu’à l’étoile la plus proche de nous est d’environ 4 années-lumière. de l'année. (Le Soleil, bien sûr, est aussi l'une des étoiles, mais dans ce cas nous ne le considérons pas.) Une sphère d'un rayon de 10 lumière. ans, dont le centre est sur le Soleil, contient une douzaine d'étoiles. Une distance de plusieurs années-lumière n’est plus accessible aux déplacements humains. À des vitesses réalisables par l’homme (environ 30 km/s), il est possible d’atteindre l’étoile la plus proche en 40 000 ans environ. Aucun autre moteur puissant, par exemple celui fonctionnant sur la base de réactions nucléaires, n'existe actuellement, même dans le projet. Ainsi, dans un avenir prévisible, l’humanité est obligée d’accepter le fait qu’il est impossible de voyager vers les étoiles.

Bien sûr, la distance est de 10 St. ans appartient déjà au mégamonde. Néanmoins, c'est l'espace le plus proche de nous. Nous en savons beaucoup sur les étoiles les plus proches de nous : leurs distances, la température de leur surface ont été mesurées avec assez de précision, leur composition, leur taille et leur masse ont été déterminées. Certaines étoiles ont des satellites – des planètes. Cette information a été obtenue en étudiant les spectres d'émission de ces étoiles. On peut dire qu'il s'agit d'une sphère d'un rayon de 10 lumière. l'espace est assez bien étudié depuis des années.

3. En augmentant encore un milliard de fois, nous obtenons une sphère d'un rayon de 10 milliards de lumière. années. C’est à cette distance de nous que se situent les objets les plus éloignés que l’on puisse observer. Nous avons ainsi obtenu une sphère dans laquelle se trouvent tous les objets de l'Univers que nous observons. Notez que les objets situés à une si grande distance de nous sont des luminaires très brillants ; une étoile comparable au Soleil ne serait pas visible même dans les télescopes les plus puissants.

Il est difficile de dire ce qui se passe en dehors de ce domaine. L'hypothèse généralement acceptée dit que nous ne pouvons pas du tout observer des objets situés à plus de 13 milliards d'années-lumière de nous. années. Ce fait est dû au fait que notre Univers est né il y a 13 milliards d'années, donc la lumière provenant d'objets plus éloignés ne nous est tout simplement pas encore parvenue. Nous avons donc atteint les limites du mégamonde (Fig. 9).

Riz. 9. L'ampleur du mégamonde

La limite de notre Univers observable est située à une distance d’environ 10 milliards d’années-lumière. années.

Entrons maintenant dans les profondeurs du micromonde. En réduisant une sphère d'un rayon de 10 cm un milliard de fois, on obtient une sphère d'un rayon de 10 -8 cm = 10 -10 m = 0,1 nm. Il s’avère qu’il s’agit d’une échelle caractéristique du microcosme. Les atomes et les molécules les plus simples ont des dimensions de cet ordre. Un microcosme de cette échelle a été assez bien étudié. Nous connaissons les lois qui décrivent les interactions des atomes et des molécules.

Les objets de cette taille sont inaccessibles à l'observation à l'œil nu et ne sont même pas visibles dans les microscopes les plus puissants, car la longueur d'onde de la lumière visible est comprise entre 300 et 700 nm, c'est-à-dire des milliers de fois supérieure à la taille de l'objet. objets. La structure des atomes et des molécules est jugée à partir de données indirectes, notamment à partir des spectres des atomes et des molécules. Toutes les images représentant des atomes et des molécules sont le fruit d’images modèles. Néanmoins, nous pouvons supposer que le monde des atomes et des molécules - un monde d'environ 0,1 nm - a déjà été assez bien étudié et qu'aucune loi fondamentalement nouvelle n'apparaîtra dans ce monde.

Bien entendu, ce monde n’est pas encore la limite de la connaissance ; par exemple, la taille des noyaux atomiques est environ 10 000 fois plus petite. En réduisant un milliard de fois une sphère d'un rayon de 0,1 nm, on obtient une sphère d'un rayon de 10 -17 cm, soit 10 -19 m. Nous avons en réalité atteint les limites de la connaissance. Le fait est que les tailles des plus petites particules de matière - les électrons et les quarks (ils seront discutés au § 29) - sont de l'ordre de grandeur de 10 à 16 cm, c'est-à-dire légèrement plus grandes que notre sphère. Ce qu’il y a à l’intérieur des électrons et des quarks, ou, en d’autres termes, si les électrons et les quarks sont des particules composites, est actuellement inconnu. Il est possible que la taille de 10 à 17 cm ne corresponde plus à aucune unité structurelle réelle de la matière.

Les lois qui déterminent le mouvement et la structure de la matière à des échelles de 10 -15 - 10 -16 cm n'ont pas encore été entièrement étudiées. Les capacités expérimentales modernes ne nous permettent pas de pénétrer encore plus profondément dans le micromonde.

Quelles sont les raisons pour lesquelles notre accès à des échelles plus petites est limité ? Le fait est que la principale méthode d’étude de la structure des microparticules consiste à observer les collisions entre différentes particules. Les lois de la nature sont telles que, sur de courtes distances, les particules se repoussent. Par conséquent, plus les scientifiques étudient à petite échelle, plus il faut transmettre d’énergie aux particules en collision. Cette énergie est transmise lors de l'accélération des particules dans les accélérateurs, et plus l'énergie à transmettre est grande, plus la taille des accélérateurs doit être grande. Les accélérateurs modernes mesurent plusieurs kilomètres. Pour aller encore plus loin dans le micromonde, des accélérateurs de la taille du globe sont nécessaires.

Alors maintenant, vous devriez imaginer à quelle échelle correspond le microcosme (Fig. 10).

Micromonde 10. Échelle du micromonde

Dans le micromonde, le macromonde et le mégamonde, les lois de la nature se manifestent de différentes manières. Les objets du micromonde ont à la fois les propriétés des particules et les propriétés des ondes ; dans le macromonde et le mégamonde, de tels objets n'existent pratiquement pas.

Pourquoi ne pouvons-nous pas regarder « au-delà de l’horizon » de l’Univers – voir des objets qui se trouvent à plus de 13 milliards d’années-lumière de nous ? années?
Qu'ont en commun les méthodes expérimentales d'étude du mégamonde et du micromonde ?
Certaines microparticules vivent 10 à 18 s, après quoi elles se désintègrent. À quelle unité lumineuse de longueur correspondante (la distance parcourue par la lumière pendant ce temps) est-elle comparable ?

Il fut un temps où le monde des humains se limitait à la surface de la Terre sous leurs pieds. Avec le développement de la technologie, l’humanité a élargi ses horizons. Maintenant, les gens se demandent si notre monde a des frontières et quelle est l'échelle de l'Univers ? En fait, personne ne peut imaginer sa taille réelle. Parce que nous n'avons pas de points de référence appropriés. Même les astronomes professionnels imaginent (du moins dans leur imagination) des modèles plusieurs fois réduits. Il est important de corréler avec précision les dimensions des objets de l’Univers. Et lorsqu’ils résolvent des problèmes mathématiques, ils n’ont généralement pas d’importance, car ils s’avèrent n’être que des nombres avec lesquels l’astronome opère.

À propos de la structure du système solaire

Pour parler de l’échelle de l’Univers, il faut d’abord comprendre ce qui est le plus proche de nous. Premièrement, il y a une étoile appelée Soleil. Deuxièmement, les planètes qui gravitent autour d’elle. En plus d'eux, il y a aussi des satellites qui se déplacent autour de certains d'entre eux. Et il ne faut pas les oublier.

Les planètes de cette liste intéressent les hommes depuis longtemps, car elles sont les plus accessibles à l'observation. À partir de leur étude, la science de la structure de l’Univers a commencé à se développer : l’astronomie. L'étoile est reconnue comme le centre du système solaire. C'est aussi son plus grand objet. Comparé à la Terre, le Soleil est un million de fois plus volumineux. Elle semble relativement petite car elle est très éloignée de notre planète.

Toutes les planètes du système solaire sont divisées en trois groupes :

Terrestre. Il comprend des planètes d’apparence similaire à la Terre. Par exemple, ce sont Mercure, Vénus et Mars.
Objets géants. Ils sont beaucoup plus grands que le premier groupe. De plus, ils contiennent beaucoup de gaz, c'est pourquoi ils sont aussi appelés gazeux. Ceux-ci incluent Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
Planètes naines. Ce sont en fait de gros astéroïdes. L'une d'entre elles, jusqu'à récemment, faisait partie des planètes principales: il s'agit de Pluton.

Les planètes « ne s’éloignent pas » du Soleil à cause de la force de gravité. Mais ils ne peuvent pas tomber sur une étoile en raison de leur vitesse élevée. Les objets sont vraiment très « agiles ». Par exemple, la vitesse de la Terre est d'environ 30 kilomètres par seconde.

Comment comparer les tailles des objets du système solaire ?

Avant d’essayer d’imaginer l’échelle de l’Univers, il convient de comprendre le Soleil et les planètes. Après tout, ils peuvent aussi être difficiles à corréler les uns avec les autres. Le plus souvent, la taille conventionnelle d'une étoile de feu est identifiée à une boule de billard dont le diamètre est de 7 cm. Il convient de noter qu'en réalité elle atteint environ 1 400 000 km. Dans un tel modèle « jouet », la première planète du Soleil (Mercure) se trouve à une distance de 2 mètres 80 centimètres. Dans ce cas, la boule terrestre aura un diamètre de seulement un demi-millimètre. Il est situé à une distance de 7,6 mètres de l'étoile. La distance à Jupiter sur cette échelle sera de 40 m et à Pluton de 300.

Si nous parlons d'objets situés en dehors du système solaire, alors l'étoile la plus proche est Proxima Centauri. Il sera tellement supprimé que cette simplification sera trop petite. Et ce malgré le fait qu’il se situe au sein de la Galaxie. Que pouvons-nous dire de l’échelle de l’Univers ? Comme vous pouvez le constater, c’est pratiquement illimité. Je veux toujours savoir comment la Terre et l'Univers sont liés. Et après avoir reçu la réponse, je n’arrive pas à croire que notre planète et même la Galaxie soient une partie insignifiante d’un monde immense.

Quelles unités sont utilisées pour mesurer les distances dans l’espace ?

Un centimètre, un mètre et même un kilomètre - toutes ces quantités s'avèrent déjà insignifiantes au sein du système solaire. Que pouvons-nous dire de l’Univers ? Pour indiquer la distance au sein de la Galaxie, une valeur appelée année-lumière est utilisée. C'est le temps que mettrait la lumière pour voyager sur une année. Rappelons qu'une seconde-lumière équivaut à près de 300 000 km. Par conséquent, convertie en kilomètres conventionnels, une année-lumière s'avère être approximativement égale à 10 000 milliards. C'est impossible à imaginer, donc l'échelle de l'Univers est inimaginable pour l'homme. Si vous devez indiquer la distance entre les galaxies voisines, alors une année-lumière ne suffit pas. Une valeur encore plus grande est nécessaire. Il s’est avéré qu’il s’agissait d’un parsec, qui équivaut à 3,26 années-lumière.

Comment fonctionne la Galaxie ?

C'est une formation géante composée d'étoiles et de nébuleuses. Une petite partie d’entre eux est visible chaque nuit dans le ciel. La structure de notre Galaxie est très complexe. Il peut être considéré comme un ellipsoïde de révolution hautement compressé. De plus, il possède une partie équatoriale et un centre. L'équateur de la Galaxie est principalement composé de nébuleuses gazeuses et d'étoiles massives chaudes. Dans la Voie Lactée, cette partie est située dans sa région centrale.

Le système solaire ne fait pas exception à la règle. Il est également situé près de l'équateur de la Galaxie. À propos, la majeure partie des étoiles forme un énorme disque dont le diamètre est de 100 000 et l'épaisseur de 1 500. Si l’on revient à l’échelle utilisée pour représenter le système solaire, alors la taille de la Galaxie sera proportionnelle. C’est un chiffre incroyable. Le Soleil et la Terre ne sont donc que des miettes dans la Galaxie.

Quels objets existent dans l'Univers ?

Listons les plus importants :

Les étoiles sont d’énormes boules auto-lumineuses. Ils proviennent d’un environnement constitué d’un mélange de poussières et de gaz. La plupart d’entre eux sont de l’hydrogène et de l’hélium.
Rayonnement CMB. Ce sont ceux qui se propagent dans l’espace. Sa température est de 270 degrés Celsius. De plus, ce rayonnement est le même dans toutes les directions. Cette propriété est appelée isotropie. De plus, certains mystères de l’Univers y sont associés. Par exemple, il est devenu clair que cela s’est produit au moment du Big Bang. Autrement dit, il existe depuis le tout début de l’existence de l’Univers. Cela confirme également l’idée selon laquelle il s’étend également dans toutes les directions. De plus, cette affirmation n’est pas seulement vraie à l’heure actuelle. C'était comme ça au tout début.
C'est-à-dire une masse cachée. Ce sont ces objets de l'Univers qui ne peuvent être étudiés par observation directe. Autrement dit, ils n’émettent pas d’ondes électromagnétiques. Mais ils ont un effet gravitationnel sur les autres corps.
Trous noirs. Ils n’ont pas été suffisamment étudiés, mais sont très connus. Cela s'est produit en raison de la description massive de tels objets dans les œuvres de science-fiction. En fait, un trou noir est un corps à partir duquel le rayonnement électromagnétique ne peut pas se propager du fait que la deuxième vitesse cosmique sur celui-ci est égale à. Il convient de rappeler que c'est la deuxième vitesse cosmique qui doit être communiquée à l'objet pour pouvoir le faire. pour qu'il quitte l'objet spatial.

De plus, il existe des quasars et des pulsars dans l’Univers.

Univers mystérieux

Il regorge de choses qui n’ont pas encore été entièrement découvertes ou étudiées. Et ce qui a été découvert soulève souvent de nouvelles questions et les mystères associés de l'Univers. Celles-ci incluent même la théorie bien connue du « Big Bang ». Il ne s’agit en réalité que d’une doctrine conditionnelle, puisque l’humanité ne peut que deviner comment cela s’est produit.

Le deuxième mystère est l'âge de l'Univers. Il peut être calculé approximativement par le rayonnement relique déjà mentionné, l'observation d'amas globulaires et d'autres objets. Aujourd’hui, les scientifiques s’accordent à dire que l’âge de l’Univers est d’environ 13,7 milliards d’années. Un autre mystère : y a-t-il de la vie sur d'autres planètes ? Après tout, ce n’est pas seulement dans le système solaire que les conditions appropriées se sont créées et que la Terre est apparue. Et l’Univers est très probablement rempli de formations similaires.

Un?

Qu’y a-t-il en dehors de l’Univers ? Qu’y a-t-il là où le regard humain n’a pas pénétré ? Y a-t-il quelque chose au-delà de cette frontière ? Si oui, combien y a-t-il d’univers ? Ce sont des questions auxquelles les scientifiques n’ont pas encore trouvé de réponse. Notre monde est comme une boîte à surprises. Autrefois, il semblait n'être constitué que de la Terre et du Soleil, avec quelques étoiles dans le ciel. Puis la vision du monde s’est élargie. En conséquence, les frontières se sont élargies. Il n’est pas surprenant que de nombreux esprits brillants soient parvenus depuis longtemps à la conclusion que l’Univers n’est qu’une partie d’une formation encore plus vaste.

L'échelle de l'Univers et sa structure

Si les astronomes professionnels imaginaient constamment et de manière tangible l'ampleur monstrueuse des distances cosmiques et des intervalles de temps de l'évolution des corps célestes, il est peu probable qu'ils puissent développer avec succès la science à laquelle ils ont consacré leur vie. Les échelles spatio-temporelles qui nous sont familières depuis l'enfance sont si insignifiantes par rapport aux échelles cosmiques que lorsqu'il s'agit de conscience, elles sont littéralement à couper le souffle. Lorsqu'il traite n'importe quel problème dans l'espace, un astronome soit résout un certain problème mathématique (cela est le plus souvent fait par des spécialistes de la mécanique céleste et des astrophysiciens théoriciens), soit améliore les instruments et les méthodes d'observation, soit construit dans son imagination, consciemment ou inconsciemment, certains petit modèle du système spatial étudié. Dans ce cas, l'importance principale est une compréhension correcte des tailles relatives du système étudié (par exemple, le rapport des tailles des parties d'un système spatial donné, le rapport des tailles de ce système et d'autres similaires ou dissemblables à celui-ci, etc.) et des intervalles de temps (par exemple, le rapport entre le débit d'un processus donné et le taux d'occurrence de tout autre).

L'auteur de ce livre a beaucoup traité, par exemple, de la couronne solaire et de la Galaxie. Et ils lui semblaient toujours être des corps sphéroïdaux de forme irrégulière, d'à peu près la même taille - quelque chose d'environ 10 cm... Pourquoi 10 cm ? Cette image est née inconsciemment, tout simplement parce que trop souvent, en réfléchissant à l'une ou l'autre question de physique solaire ou galactique, l'auteur dessinait les contours des objets de ses pensées dans un cahier ordinaire (dans une boîte). J'ai dessiné en essayant de respecter l'ampleur des phénomènes. Sur une question très intéressante, par exemple, il a été possible de faire une analogie intéressante entre la couronne solaire et la Galaxie (ou plutôt ce qu'on appelle la couronne galactique). Bien entendu, l’auteur de ce livre savait très bien, pour ainsi dire, intellectuellement, que les dimensions de la couronne galactique sont des centaines de milliards de fois plus grandes que les dimensions de la couronne solaire. Mais il l'a calmement oublié. Et si dans un certain nombre de cas les grandes dimensions de la couronne galactique acquéraient une signification fondamentale (cela s'est également produit), cela a été pris en compte formellement et mathématiquement. Et pourtant, visuellement, les deux couronnes semblaient tout aussi petites...

Si l'auteur, au cours de cet ouvrage, s'est livré à des réflexions philosophiques sur l'énormité de la taille de la Galaxie, sur l'inimaginable raréfaction du gaz qui constitue la couronne galactique, sur l'insignifiance de notre petite planète et de notre propre existence , et sur d'autres autres sujets non moins corrects, les travaux sur les problèmes de la couronne solaire et galactique s'arrêteraient automatiquement...

Que le lecteur me pardonne cette digression lyrique. Je n’ai aucun doute que d’autres astronomes ont eu des pensées similaires alors qu’ils résolvaient leurs problèmes. Il me semble qu'il est parfois utile de se familiariser davantage avec la cuisine du travail scientifique...

Si nous voulons discuter de questions passionnantes sur la possibilité d'une vie intelligente dans l'Univers dans les pages de ce livre, nous devrons tout d'abord nous faire une idée correcte de son échelle spatio-temporelle. Jusqu’à récemment, le globe semblait immense aux yeux des gens. Il a fallu plus de trois ans aux courageux compagnons de Magellan pour effectuer leur premier tour du monde il y a 465 ans, au prix d’épreuves incroyables. Un peu plus de 100 ans se sont écoulés depuis l’époque où le héros ingénieux du roman de science-fiction de Jules Verne, utilisant les dernières avancées technologiques de l’époque, faisait le tour du monde en 80 jours. Et seulement 26 ans se sont écoulés depuis ces jours mémorables pour toute l'humanité, lorsque le premier cosmonaute soviétique Gagarine a fait le tour du monde à bord du légendaire vaisseau spatial Vostok en 89 minutes. Et les pensées des gens se tournèrent involontairement vers les vastes étendues de l’espace, dans lesquelles se perdait la petite planète Terre…

Notre Terre est l'une des planètes du système solaire. Comparée à d’autres planètes, elle est située assez près du Soleil, même si ce n’est pas la plus proche. La distance moyenne du Soleil à Pluton, la planète la plus éloignée du système solaire, est 40 fois supérieure à la distance moyenne de la Terre au Soleil. On ignore actuellement s’il existe dans le système solaire des planètes encore plus éloignées du Soleil que Pluton. On peut seulement dire que si de telles planètes existent, elles sont relativement petites. Conventionnellement, la taille du système solaire peut être estimée entre 50 et 100 unités astronomiques*, soit environ 10 milliards de km.

À notre échelle terrestre, il s'agit d'une valeur très élevée, environ 1 million de plus que le diamètre de la Terre.

Nous pouvons imaginer plus clairement l’échelle relative du système solaire comme suit. Supposons que le Soleil soit représenté par une boule de billard de 7 cm de diamètre. Alors la planète la plus proche du Soleil, Mercure, se situe sur cette échelle à une distance de 280 cm. La Terre est à une distance de 760 cm, la géante. la planète Jupiter est à une distance d'environ 40 m, et la planète la plus éloignée est à bien des égards, Pluton est encore mystérieuse - à une distance d'environ 300 m. Les dimensions du globe à cette échelle sont légèrement supérieures à 0,5 mm, le diamètre lunaire est légèrement supérieur à 0,1 mm et l'orbite de la Lune a un diamètre d'environ 3 cm. Même l'étoile la plus proche de nous, Proxima Centauri, se trouve à ce niveau. une grande distance de nous qui, comparée à elle, les distances interplanétaires à l'intérieur du système solaire semblent n'être que des bagatelles. Les lecteurs savent bien entendu qu’une unité de longueur telle que le kilomètre n’est jamais utilisée pour mesurer les distances interstellaires**).

Cette unité de mesure (ainsi que le centimètre, le pouce, etc.) est née des besoins des activités pratiques de l'humanité sur Terre. Il est totalement inadapté à l’estimation de distances cosmiques trop grandes par rapport au kilomètre.

Dans la littérature populaire, et parfois dans la littérature scientifique, l'année-lumière est utilisée comme unité de mesure pour estimer les distances interstellaires et intergalactiques. C'est la distance que parcourt la lumière, se déplaçant à une vitesse de 300 000 km/s, en un an. Il est facile de voir qu’une année-lumière équivaut à 9,46 × 1012 km, soit environ 10 000 milliards de km.

Dans la littérature scientifique, une unité spéciale appelée parsec est généralement utilisée pour mesurer les distances interstellaires et intergalactiques ;

1 parsec (pc) équivaut à 3,26 années-lumière. Un parsec est défini comme la distance à partir de laquelle le rayon de l'orbite terrestre est visible sous un angle de 1 seconde. arcs. C'est un très petit angle. Qu'il suffise de dire que sous cet angle, une pièce d'un kopeck est visible à une distance de 3 km.

Aucune des étoiles - les plus proches voisines du système solaire - n'est plus proche de nous qu'à 1 pc. Par exemple, la Proxima Centauri mentionnée est située à une distance d'environ 1,3 pc de nous. A l'échelle à laquelle nous avons représenté le système solaire, cela correspond à 2 000 km. Tout cela illustre bien le grand isolement de notre système solaire des systèmes stellaires environnants ; certains de ces systèmes peuvent présenter de nombreuses similitudes avec lui.

Mais les étoiles entourant le Soleil et le Soleil lui-même ne constituent qu’une partie insignifiante du gigantesque groupe d’étoiles et de nébuleuses appelé la Galaxie. Nous voyons cet amas d'étoiles lors des nuits claires sans lune comme une bande de la Voie lactée traversant le ciel. La galaxie a une structure assez complexe. En première approximation, la plus grossière, on peut supposer que les étoiles et nébuleuses qui le composent remplissent un volume en forme d'ellipsoïde de révolution très comprimé. Souvent, dans la littérature populaire, la forme de la Galaxie est comparée à une lentille biconvexe. En réalité, tout est beaucoup plus compliqué et le tableau dressé est trop approximatif. En fait, il s’avère que différents types d’étoiles se concentrent de manières complètement différentes vers le centre de la Galaxie et vers son plan équatorial. Par exemple, les nébuleuses gazeuses, ainsi que les étoiles massives très chaudes, sont fortement concentrées vers le plan équatorial de la Galaxie (dans le ciel ce plan correspond à un grand cercle passant par les parties centrales de la Voie Lactée). Cependant, ils ne montrent pas de concentration significative vers le centre galactique. D'autre part, certains types d'étoiles et d'amas d'étoiles (appelés amas globulaires, Fig. 2) ne présentent presque aucune concentration vers le plan équatorial de la Galaxie, mais se caractérisent par une énorme concentration vers son centre. Entre ces deux types extrêmes de distribution spatiale (que les astronomes appellent plate et sphérique) se situent tous les cas intermédiaires. Pourtant, il s'avère que la majeure partie des étoiles de la Galaxie est située dans un disque géant dont le diamètre est d'environ 100 000 années-lumière et l'épaisseur d'environ 1 500 années-lumière. Ce disque contient un peu plus de 150 milliards d’étoiles de différents types. Notre Soleil fait partie de ces étoiles, située à la périphérie de la Galaxie proche de son plan équatorial (plus précisément, seulement à une distance d'environ 30 années-lumière - une valeur assez petite comparée à l'épaisseur du disque stellaire).

La distance entre le Soleil et le noyau de la Galaxie (ou son centre) est d'environ 30 000 années-lumière. La densité stellaire dans la Galaxie est très inégale. Elle est la plus élevée dans la région du noyau galactique, où, selon les dernières données, elle atteint 2 000 étoiles par parsec cube, soit près de 20 000 fois plus que la densité stellaire moyenne au voisinage du Soleil***. De plus, les étoiles ont tendance à former des groupes ou amas distincts. Un bon exemple d’un tel amas est celui des Pléiades, visibles dans notre ciel d’hiver (Figure 3).

La Galaxie contient également des détails structurels à une échelle beaucoup plus grande. Les recherches de ces dernières années ont prouvé que les nébuleuses, ainsi que les étoiles massives chaudes, sont réparties le long des branches de la spirale. La structure en spirale est particulièrement clairement visible dans d'autres systèmes stellaires - les galaxies (avec une petite lettre, contrairement à notre système stellaire - Galaxies). L'une de ces galaxies est représentée sur la Fig. 4. Établir la structure spirale de la Galaxie dans laquelle nous nous trouvons nous-mêmes s'est révélé extrêmement difficile.

Les étoiles et les nébuleuses de la Galaxie se déplacent de manière assez complexe. Tout d’abord, ils participent à la rotation de la Galaxie autour d’un axe perpendiculaire à son plan équatorial. Cette rotation n’est pas la même que celle d’un corps solide : différentes parties de la Galaxie ont des périodes de rotation différentes. Ainsi, le Soleil et les étoiles qui l'entourent sur une vaste zone de plusieurs centaines d'années-lumière accomplissent une révolution complète en environ 200 millions d'années. Puisque le Soleil, avec sa famille de planètes, existe apparemment depuis environ 5 milliards d'années, au cours de son évolution (depuis sa naissance d'une nébuleuse gazeuse jusqu'à son état actuel), il a effectué environ 25 tours autour de l'axe de rotation de la Galaxie. On peut dire que l’âge du Soleil n’est que de 25 années galactiques ; avouons-le, c’est un âge d’épanouissement…

La vitesse de déplacement du Soleil et de ses étoiles voisines sur leurs orbites galactiques presque circulaires atteint 250 km/s****. À ce mouvement régulier autour du noyau galactique se superposent les mouvements chaotiques et désordonnés des étoiles. Les vitesses de ces mouvements sont beaucoup plus faibles - environ 10 à 50 km/s, et elles sont différentes pour les objets de différents types. Les vitesses sont les plus faibles pour les étoiles massives chaudes (6-8 km/s) ; pour les étoiles de type solaire, elles sont d'environ 20 km/s. Plus ces vitesses sont faibles, plus la répartition d'un type d'étoile donné est plate.

À l'échelle que nous utilisons pour représenter visuellement le système solaire, la taille de la Galaxie sera de 60 millions de km – une valeur déjà assez proche de la distance Terre-Soleil. De là, il est clair qu’à mesure que l’on pénètre dans des régions de plus en plus éloignées de l’Univers, cette échelle n’est plus adaptée, car elle perd en clarté. Nous prendrons donc une échelle différente. Réduisons mentalement l'orbite terrestre à la taille de l'orbite la plus interne de l'atome d'hydrogène dans le modèle classique de Bohr. Rappelons que le rayon de cette orbite est de 0,53 × 10-8 cm. L'étoile la plus proche sera alors à une distance d'environ 0,014 mm, le centre de la Galaxie sera à une distance d'environ 10 cm, et les dimensions de notre système stellaire mesurera environ 35 cm. Le diamètre du Soleil sera de dimensions microscopiques : 0,0046 A (unité angström de longueur égale à 10-8 cm).

Nous avons déjà souligné que les étoiles sont situées à de grandes distances les unes des autres et sont donc pratiquement isolées. Cela signifie notamment que les étoiles n'entrent presque jamais en collision les unes avec les autres, bien que le mouvement de chacune d'elles soit déterminé par le champ gravitationnel créé par toutes les étoiles de la Galaxie. Si nous considérons la Galaxie comme une certaine région remplie de gaz et que les étoiles jouent le rôle de molécules de gaz et d'atomes, alors nous devons considérer ce gaz comme extrêmement raréfié. Dans le voisinage solaire, la distance moyenne entre les étoiles est environ 10 millions de fois supérieure au diamètre moyen des étoiles. Pendant ce temps, dans des conditions normales dans l’air ordinaire, la distance moyenne entre les molécules n’est que plusieurs dizaines de fois supérieure à la taille de ces dernières. Pour atteindre le même degré de raréfaction relative, il faudrait réduire la densité de l’air d’au moins 1018 fois ! Notez cependant que dans la région centrale de la Galaxie, où la densité stellaire est relativement élevée, des collisions entre étoiles se produiront de temps en temps. Ici, nous devrions nous attendre à environ une collision tous les millions d'années, alors que dans les régions normales de la Galaxie, il n'y a eu pratiquement aucune collision entre étoiles dans toute l'histoire de l'évolution de notre système stellaire, qui a au moins 10 milliards d'années (voir chapitre 9). ).

Nous avons brièvement décrit l'échelle et la structure générale du système stellaire auquel appartient notre Soleil. Dans le même temps, les méthodes à l'aide desquelles, au fil de nombreuses années, plusieurs générations d'astronomes ont recréé étape par étape une image majestueuse de la structure de la Galaxie, n'ont pas du tout été prises en compte. D'autres livres sont consacrés à ce problème important, auquel nous renvoyons les lecteurs intéressés (par exemple, Essais sur l'univers de B.A. Vorontsov-Velyaminov, Yu.N. Efremov Dans les profondeurs de l'univers). Notre tâche est de donner uniquement l'image la plus générale de la structure et du développement des objets individuels dans l'Univers. Cette image est absolument nécessaire à la compréhension de ce livre.

Depuis plusieurs décennies, les astronomes étudient avec acharnement d’autres systèmes stellaires plus ou moins similaires au nôtre. Ce domaine de recherche s'appelle l'astronomie extragalactique. Elle joue désormais presque le premier rôle en astronomie. Au cours des trois dernières décennies, l’astronomie extragalactique a réalisé des progrès étonnants. Petit à petit, les contours grandioses de la Métagalaxie ont commencé à émerger, dont notre système stellaire est inclus comme une petite particule. Nous ne savons toujours pas tout sur la Métagalaxie. L'énorme éloignement des objets crée des difficultés très spécifiques, qui sont résolues grâce à l'utilisation des moyens d'observation les plus puissants en combinaison avec une recherche théorique approfondie. Pourtant, la structure générale de la Métagalaxie est devenue largement claire ces dernières années.

Nous pouvons définir une métagalaxie comme un ensemble de systèmes stellaires – des galaxies se déplaçant dans les vastes espaces de la partie de l’Univers que nous observons. Les galaxies les plus proches de notre système stellaire sont les célèbres nuages de Magellan, clairement visibles dans le ciel de l'hémisphère sud sous la forme de deux grands points ayant à peu près la même luminosité en surface que la Voie lactée. La distance jusqu'aux Nuages de Magellan n'est que d'environ 200 000 années-lumière, ce qui est tout à fait comparable à l'étendue totale de notre Galaxie. Une autre galaxie proche de nous est la nébuleuse de la constellation d’Andromède. Il est visible à l’œil nu sous la forme d’un faible point lumineux de 5ème magnitude *****.

En fait, il s’agit d’un monde stellaire immense, en termes de nombre d’étoiles et de masse totale trois fois supérieure à celle de notre Galaxie, qui à son tour est un géant parmi les galaxies. La distance à la nébuleuse d'Andromède, ou, comme l'appellent les astronomes, M 31 (cela signifie que dans le catalogue bien connu des nébuleuses de Messier, elle est répertoriée sous le numéro 31), est d'environ 1 800 000 années-lumière, soit environ 20 fois la taille de la Galaxie. La nébuleuse M 31 a une structure spirale clairement définie et, dans bon nombre de ses caractéristiques, elle est très similaire à notre Galaxie. A côté se trouvent ses petits satellites ellipsoïdaux (Fig. 5). En figue. La figure 6 montre des photographies de plusieurs galaxies relativement proches de nous. Il convient de noter la grande variété de leurs formes. Parallèlement aux systèmes spiralés (ces galaxies sont désignées par les symboles Sа, Sb et Sс en fonction de la nature du développement de la structure spirale ; en présence d'un pont traversant le noyau (Fig. 6a), la lettre B est placée après la lettre S), il existe des galaxies sphéroïdales et ellipsoïdales, dépourvues de toute trace de structure spirale, ainsi que des galaxies irrégulières, dont les Nuages de Magellan sont un bon exemple.

Un grand nombre de galaxies sont observées dans les grands télescopes. S'il existe environ 250 galaxies plus brillantes que la 12e magnitude visible, il y en a déjà environ 50 000 plus brillantes que la 16e. Les objets les plus faibles pouvant être photographiés à la limite par un télescope à réflexion avec un diamètre de miroir de 5 m sont de 24,5e magnitude. . Il s’avère que parmi les milliards d’objets aussi faibles, la majorité sont des galaxies. Beaucoup d’entre eux sont éloignés de nous à des distances que la lumière parcourt sur des milliards d’années. Cela signifie que la lumière qui a provoqué le noircissement de la plaque a été émise par une galaxie si lointaine bien avant la période archéenne de l'histoire géologique de la Terre !

Parfois, parmi les galaxies, vous rencontrez des objets étonnants, comme les radiogalaxies. Ce sont des systèmes stellaires qui émettent d’énormes quantités d’énergie dans le domaine radio. Pour certaines radiogalaxies, le flux d'émission radio est plusieurs fois supérieur au flux de rayonnement optique, bien que dans la plage optique leur luminosité soit très élevée - plusieurs fois supérieure à la luminosité totale de notre Galaxie. Rappelons que cette dernière est constituée du rayonnement de centaines de milliards d'étoiles, dont beaucoup, à leur tour, rayonnent beaucoup plus fort que le Soleil. Un exemple classique d'une telle radiogalaxie est le célèbre objet Cygnus A. Dans le domaine optique, il s'agit de deux points lumineux insignifiants de 17e magnitude (Fig. 7). En fait, leur luminosité est très élevée, environ 10 fois supérieure à celle de notre Galaxie. Ce système semble faible car il est situé à une distance énorme de nous – 600 millions d’années-lumière. Cependant, le flux d'émission radio du Cygnus A aux ondes métriques est si grand qu'il dépasse même le flux d'émission radio du Soleil (pendant les périodes où il n'y a pas de taches solaires sur le Soleil). Mais le Soleil est très proche - la distance qui le sépare n'est que de 8 minutes-lumière ; 600 millions d'années - et 8 minutes ! Mais les flux de rayonnement, comme on le sait, sont inversement proportionnels aux carrés des distances !

Le spectre de la plupart des galaxies ressemble à celui du soleil ; dans les deux cas, des lignes d'absorption sombres individuelles sont observées sur un fond assez clair. Cela n’est pas surprenant puisque le rayonnement des galaxies est le rayonnement des milliards d’étoiles qui les composent, plus ou moins semblables à celles du Soleil. Il y a de nombreuses années, une étude minutieuse du spectre des galaxies a conduit à une découverte d'une importance fondamentale. Le fait est que, de par la nature du décalage de la longueur d'onde de toute raie spectrale par rapport à l'étalon de laboratoire, il est possible de déterminer la vitesse de déplacement de la source émettrice le long de la ligne de visée. Autrement dit, il est possible de déterminer à quelle vitesse la source s'approche ou s'éloigne.

Si la source lumineuse s'approche, les raies spectrales se déplacent vers des longueurs d'onde plus courtes ; si elle s'éloigne, vers des longueurs d'onde plus longues. Ce phénomène est appelé effet Doppler. Il s'est avéré que les galaxies (à l'exception de quelques-unes les plus proches de nous) ont des raies spectrales qui sont toujours décalées vers la partie du spectre à grande longueur d'onde (décalage vers le rouge de la raie), et plus la galaxie est éloignée de nous, plus plus l’ampleur de ce changement est grande.

Cela signifie que toutes les galaxies s’éloignent de nous et que la vitesse d’expansion augmente à mesure que les galaxies s’éloignent. Il atteint des valeurs énormes. Par exemple, la vitesse de recul de la galaxie radio Cygnus A, trouvée grâce au décalage vers le rouge, est proche de 17 000 km/s. Il y a vingt-cinq ans, le record appartenait à la très faible galaxie radio (en rayons optiques de 20e magnitude) 3S 295. En 1960, son spectre a été obtenu. Il s’est avéré que la célèbre raie spectrale ultraviolette appartenant à l’oxygène ionisé est décalée vers la région orange du spectre ! De là, il est facile de constater que la vitesse d’élimination de cet étonnant système stellaire est de 138 000 km/s, soit près de la moitié de la vitesse de la lumière ! La galaxie radio 3S 295 est éloignée de nous d'une distance que parcourt la lumière en 5 milliards d'années. Ainsi, les astronomes ont étudié la lumière émise lors de la formation du Soleil et des planètes, et peut-être même un peu avant… Depuis, des objets encore plus éloignés ont été découverts (chapitre 6).

Nous n'aborderons pas ici les raisons de l'expansion d'un système constitué d'un grand nombre de galaxies. Cette question complexe fait l’objet de la cosmologie moderne. Cependant, le fait même de l'expansion de l'Univers est d'une grande importance pour analyser le développement de la vie en son sein (Chapitre 7).

À l'expansion globale du système galactique se superposent les vitesses erratiques des galaxies individuelles, généralement plusieurs centaines de kilomètres par seconde. C’est pourquoi les galaxies les plus proches de nous ne présentent pas de redshift systématique. Après tout, les vitesses des mouvements aléatoires (dites particuliers) de ces galaxies sont supérieures à la vitesse normale du redshift. Cette dernière augmente à mesure que les galaxies s’éloignent d’environ 50 km/s, pour chaque million de parsecs. Par conséquent, pour les galaxies dont les distances ne dépassent pas plusieurs millions de parsecs, les vitesses aléatoires dépassent la vitesse de retrait en raison du redshift. Parmi les galaxies proches, il y a aussi celles qui s'approchent de nous (par exemple, la nébuleuse d'Andromède M 31).

Les galaxies ne sont pas uniformément réparties dans l'espace métagalactique, c'est-à-dire à densité constante. Ils montrent une tendance prononcée à former des groupes ou des grappes séparés. En particulier, un groupe d'environ 20 galaxies proches de nous (y compris notre Galaxie) forme ce qu'on appelle le système local. À son tour, le système local fait partie d'un grand amas de galaxies dont le centre se trouve dans la partie du ciel sur laquelle est projetée la constellation de la Vierge. Ce cluster compte plusieurs milliers de membres et compte parmi les plus importants. En figue. La figure 8 montre une photographie du célèbre amas de galaxies de la constellation de la Couronne boréale, comptant des centaines de galaxies. Dans l'espace entre les amas, la densité des galaxies est des dizaines de fois inférieure à celle à l'intérieur des amas.

Il convient de noter la différence entre les amas d’étoiles qui forment des galaxies et les amas de galaxies. Dans le premier cas, les distances entre les membres des amas sont énormes par rapport à la taille des étoiles, tandis que les distances moyennes entre les galaxies des amas de galaxies ne sont que plusieurs fois supérieures à la taille des galaxies. En revanche, le nombre de galaxies dans les amas ne peut être comparé au nombre d’étoiles dans les galaxies. Si nous considérons un ensemble de galaxies comme une sorte de gaz, où le rôle de molécules est joué par des galaxies individuelles, alors nous devons considérer ce milieu comme extrêmement visqueux.