Jika penulis, dalam proses karya ini, terlibat dalam refleksi filosofis tentang besarnya ukuran Galaksi, tentang penipisan gas penyusun mahkota galaksi yang tak terbayangkan, tentang betapa tidak pentingnya planet kecil kita dan keberadaan kita sendiri. , dan tentang mata pelajaran lain yang tidak kalah benarnya, pengerjaan masalah Corona matahari dan galaksi akan berhenti secara otomatis...

Biarkan pembaca memaafkan saya "penyimpangan liris" ini. Saya yakin astronom lain memiliki pemikiran serupa saat mereka mengatasi permasalahan mereka. Bagi saya, terkadang ada gunanya mengenal lebih dekat “dapur” karya ilmiah...

Sampai saat ini, bumi tampak sangat besar bagi manusia. Para sahabat Magellan yang pemberani membutuhkan waktu lebih dari tiga tahun untuk melakukan perjalanan keliling dunia pertama mereka hampir setengah ribu tahun yang lalu, dengan mengorbankan kesulitan yang luar biasa. Sedikit lebih dari 100 tahun telah berlalu sejak pahlawan cerdik dalam novel fiksi ilmiah Jules Verne, dengan menggunakan kemajuan teknologi terkini, melakukan perjalanan keliling dunia dalam 80 hari. Dan hanya kurang dari 50 tahun telah berlalu sejak hari-hari yang tak terlupakan bagi seluruh umat manusia, ketika kosmonot Soviet pertama Gagarin mengelilingi dunia dengan pesawat ruang angkasa legendaris Vostok dalam 89 menit. Dan pikiran orang-orang tanpa sadar beralih ke ruang angkasa yang luas, di mana planet kecil Bumi hilang...

1 parsec (pc) sama dengan 3,26 tahun cahaya. Parsec didefinisikan sebagai jarak dari mana jari-jari orbit bumi terlihat pada sudut 1 detik. busur. Ini adalah sudut yang sangat kecil. Cukuplah dikatakan bahwa dari sudut ini koin satu kopeck terlihat dari jarak 3 km.

Tak satu pun bintang - tetangga terdekat Tata Surya - yang lebih dekat dengan kita selain 1 buah. Misalnya Proxima Centauri yang disebutkan terletak pada jarak sekitar 1,3 pc dari kita. Pada skala yang kita gunakan untuk menggambarkan Tata Surya, ini setara dengan 2 ribu km. Semua ini menggambarkan dengan baik betapa terisolasinya tata surya kita dari sistem bintang di sekitarnya; beberapa dari sistem ini mungkin memiliki banyak kesamaan dengannya.

Namun bintang-bintang yang mengelilingi Matahari dan Matahari itu sendiri hanyalah sebagian kecil dari kelompok bintang dan nebula raksasa yang disebut “Galaksi”. Kita melihat gugusan bintang ini pada malam cerah tanpa bulan sebagai garis Bima Sakti yang melintasi langit. Galaksi memiliki struktur yang agak rumit. Dalam perkiraan pertama yang paling kasar, kita dapat berasumsi bahwa bintang-bintang dan nebula yang menyusunnya mengisi volume yang berbentuk seperti ellipsoid revolusi yang sangat terkompresi. Seringkali dalam literatur populer, bentuk Galaksi diibaratkan dengan lensa bikonveks. Pada kenyataannya, semuanya jauh lebih rumit, dan gambaran yang dibuat terlalu kasar. Faktanya, ternyata berbagai jenis bintang berkonsentrasi dengan cara yang sangat berbeda menuju pusat Galaksi dan menuju “bidang ekuatornya”. Misalnya, nebula gas, serta bintang masif yang sangat panas, terkonsentrasi kuat di bidang ekuator Galaksi (di langit, bidang ini berhubungan dengan lingkaran besar yang melewati bagian tengah Bima Sakti). Pada saat yang sama, mereka tidak menunjukkan konsentrasi yang signifikan terhadap pusat galaksi. Di sisi lain, beberapa jenis bintang dan gugus bintang (yang disebut “gugus bola”) hampir tidak menunjukkan konsentrasi di bidang ekuator Galaksi, tetapi dicirikan oleh konsentrasi yang sangat besar di pusatnya. Di antara dua tipe distribusi spasial ekstrem ini (yang oleh para astronom disebut “datar” dan “bola”) terdapat kasus-kasus perantara. Namun ternyata sebagian besar bintang di Galaksi terletak pada sebuah piringan raksasa yang diameternya sekitar 100 ribu tahun cahaya dan ketebalannya sekitar 1500 tahun cahaya. Cakram ini berisi lebih dari 150 miliar bintang dari berbagai jenis. Matahari kita adalah salah satu bintang yang terletak di pinggiran Galaksi dekat dengan bidang ekuatornya (lebih tepatnya, “hanya” pada jarak sekitar 30 tahun cahaya - nilai yang cukup kecil dibandingkan dengan ketebalan piringan bintang).

Jarak Matahari ke inti Galaksi (atau pusatnya) sekitar 30 ribu tahun cahaya. Kepadatan bintang di Galaksi sangat tidak merata. Jumlah tertinggi berada di wilayah inti galaksi, yang menurut data terbaru mencapai 2 ribu bintang per parsec kubik, hampir 20 ribu kali lebih banyak dari rata-rata kepadatan bintang di sekitar Matahari. Selain itu, bintang cenderung membentuk kelompok atau cluster yang berbeda. Contoh bagus dari gugus tersebut adalah Pleiades, yang terlihat di langit musim dingin kita.

Galaksi juga memuat detail struktural dalam skala yang jauh lebih besar. Penelitian telah membuktikan bahwa nebula, serta bintang masif panas, tersebar di sepanjang cabang spiral. Struktur spiral terutama terlihat jelas di sistem bintang lain - galaksi (dengan huruf kecil, berbeda dengan sistem bintang kita - Galaksi). Membangun struktur spiral Galaksi tempat kita berada terbukti sangat sulit.

Bintang dan nebula di dalam Galaksi bergerak dengan cara yang cukup rumit. Pertama-tama, mereka berpartisipasi dalam rotasi Galaksi di sekitar sumbu yang tegak lurus bidang ekuatornya. Rotasi ini tidak sama dengan rotasi benda padat: bagian galaksi yang berbeda memiliki periode rotasi yang berbeda pula. Dengan demikian, Matahari dan bintang-bintang yang mengelilinginya di wilayah luas yang berukuran beberapa ratus tahun cahaya menyelesaikan satu revolusi penuh dalam waktu sekitar 200 juta tahun. Karena Matahari, bersama dengan keluarga planet-planetnya, tampaknya telah ada selama sekitar 5 miliar tahun, selama evolusinya (dari lahir dari nebula gas hingga keadaannya saat ini), ia telah melakukan sekitar 25 putaran mengelilingi sumbu rotasi Galaksi. Kita dapat mengatakan bahwa usia Matahari hanya 25 “tahun galaksi”; jujur ​​saja, ini adalah usia yang berkembang...

Kecepatan pergerakan Matahari dan bintang-bintang tetangganya dalam orbit galaksi yang hampir melingkar mencapai 250 km/s. Di samping gerakan teratur di sekitar inti galaksi ini terdapat pergerakan bintang-bintang yang kacau dan tidak teratur. Kecepatan gerakan tersebut jauh lebih rendah - sekitar 10-50 km/s, dan kecepatannya berbeda untuk jenis objek yang berbeda. Kecepatan terendah untuk bintang masif panas (6-8 km/s); untuk bintang tipe surya sekitar 20 km/s. Semakin rendah kecepatannya, semakin “datar” distribusi suatu jenis bintang.

Pada skala yang kita gunakan untuk merepresentasikan Tata Surya secara visual, ukuran Galaksi akan menjadi 60 juta km - sebuah nilai yang sudah cukup dekat dengan jarak Bumi ke Matahari. Oleh karena itu jelaslah bahwa ketika kita melakukan penetrasi ke wilayah yang semakin jauh di Alam Semesta, skala ini tidak lagi sesuai, karena kehilangan kejelasannya. Oleh karena itu, kami akan mengambil skala yang berbeda. Mari kita secara mental mengurangi orbit bumi menjadi seukuran orbit terdalam atom hidrogen dalam model Bohr klasik. Ingatlah bahwa jari-jari orbit ini adalah 0,53x10 -8 cm, maka bintang terdekat akan berada pada jarak kurang lebih 0,014 mm, pusat Galaksi akan berada pada jarak sekitar 10 cm, dan dimensi kita akan sama. sistem bintang akan berukuran sekitar 35 cm. Diameter Matahari akan memiliki dimensi mikroskopis : 0,0046 A (satuan angstrom panjangnya sama dengan 10 -8 cm).

Kami telah menekankan bahwa bintang-bintang terletak pada jarak yang sangat jauh satu sama lain, dan karenanya secara praktis terisolasi. Secara khusus, ini berarti bahwa bintang-bintang hampir tidak pernah bertabrakan satu sama lain, meskipun pergerakan masing-masing bintang ditentukan oleh medan gravitasi yang diciptakan oleh semua bintang di Galaksi. Jika kita menganggap Galaksi sebagai wilayah tertentu yang berisi gas, dan peran molekul serta atom gas dimainkan oleh bintang, maka kita harus menganggap gas ini sangat langka. Di sekitar matahari, jarak rata-rata antar bintang sekitar 10 juta kali lebih besar dari diameter rata-rata bintang. Sementara itu, dalam kondisi normal di udara biasa, jarak rata-rata antar molekul hanya beberapa puluh kali lebih besar dari ukuran molekul. Untuk mencapai tingkat penghalusan relatif yang sama, kepadatan udara harus dikurangi setidaknya 1018 kali lipat! Namun perlu diperhatikan bahwa di wilayah tengah Galaksi, yang kepadatan bintangnya relatif tinggi, tabrakan antar bintang akan terjadi dari waktu ke waktu. Di sini kita memperkirakan akan terjadi sekitar satu tabrakan setiap juta tahun, sedangkan di wilayah “normal” Galaksi, hampir tidak ada tabrakan antar bintang sepanjang sejarah evolusi sistem bintang kita, yang setidaknya berusia 10 miliar tahun.

Selama beberapa dekade, para astronom terus-menerus mempelajari sistem bintang lain yang kurang lebih mirip dengan kita. Bidang penelitian ini disebut "astronomi ekstragalaksi". Dia sekarang memainkan peran utama dalam astronomi. Selama tiga dekade terakhir, astronomi ekstragalaksi telah mencapai kemajuan yang menakjubkan. Sedikit demi sedikit, kontur megah Metagalaxy mulai terlihat, di mana sistem bintang kita termasuk dalam partikel kecilnya. Kami masih belum mengetahui segalanya tentang Metagalaxy. Keterpencilan objek yang sangat jauh menciptakan kesulitan yang sangat spesifik, yang diselesaikan dengan menggunakan alat observasi paling kuat yang dikombinasikan dengan penelitian teoretis yang mendalam. Namun struktur umum Metagalaxy telah menjadi jelas dalam beberapa tahun terakhir.

Kita dapat mendefinisikan Metagalaxy sebagai kumpulan sistem bintang – galaksi yang bergerak di ruang luas di bagian Alam Semesta yang kita amati. Galaksi yang paling dekat dengan sistem bintang kita adalah Awan Magellan yang terkenal, terlihat jelas di langit belahan bumi selatan sebagai dua titik besar dengan kecerahan permukaan yang kira-kira sama dengan Bima Sakti. Jarak ke Awan Magellan “hanya” sekitar 200 ribu tahun cahaya, yang cukup sebanding dengan luas total Galaksi kita. Galaksi lain yang “dekat” dengan kita adalah nebula di konstelasi Andromeda. Hal ini terlihat dengan mata telanjang sebagai setitik cahaya redup berkekuatan 5.

Faktanya, ini adalah dunia bintang yang sangat besar, dalam hal jumlah bintang dan massa totalnya tiga kali lebih besar dari Galaksi kita, yang merupakan raksasa di antara galaksi. Jarak ke nebula Andromeda, atau, sebagaimana para astronom menyebutnya, M 31 (artinya dalam katalog nebula Messier yang terkenal terdaftar sebagai No. 31), adalah sekitar 1800 ribu tahun cahaya, yaitu sekitar 20 kali lipat. ukuran Galaksi. Nebula M 31 memiliki struktur spiral yang jelas dan dalam banyak karakteristiknya sangat mirip dengan Galaksi kita. Di sebelahnya terdapat satelit ellipsoidal kecil. Seiring dengan sistem spiral (galaksi tersebut ditandai dengan simbol Sа, Sb dan Sс tergantung pada sifat perkembangan struktur spiral; jika ada “jembatan” yang melewati inti, huruf B ditempatkan setelah huruf S ), ada galaksi berbentuk bola dan ellipsoidal, tanpa jejak struktur spiral, serta galaksi "tidak beraturan", contoh bagusnya adalah Awan Magellan.

Sejumlah besar galaksi diamati melalui teleskop besar. Jika ada sekitar 250 galaksi yang lebih terang dari magnitudo ke-12 yang terlihat, maka sudah ada sekitar 50 ribu galaksi yang lebih terang dari magnitudo ke-16. Objek paling redup yang pada batasnya dapat difoto dengan teleskop pemantul dengan diameter cermin 5 m, memiliki a. besarnya 24,5, karena Teleskop orbital Hubble membatasi batas ini pada objek berkekuatan 30. Ternyata di antara miliaran objek redup tersebut, mayoritasnya adalah galaksi. Banyak dari mereka berada jauh dari kita pada jarak yang ditempuh cahaya selama miliaran tahun. Artinya, cahaya yang menyebabkan menghitamnya lempeng tersebut dipancarkan oleh galaksi yang begitu jauh jauh sebelum periode Archean dalam sejarah geologi Bumi!

Spektrum sebagian besar galaksi menyerupai Matahari; dalam kedua kasus tersebut, garis serapan gelap individu diamati dengan latar belakang yang cukup terang. Hal ini bukanlah hal yang tidak terduga, karena radiasi galaksi adalah radiasi dari milyaran bintang yang menyusunnya, yang kurang lebih mirip dengan Matahari. Studi yang cermat terhadap spektrum galaksi beberapa tahun yang lalu menghasilkan penemuan yang sangat penting. Faktanya adalah bahwa berdasarkan sifat pergeseran panjang gelombang garis spektral apa pun sehubungan dengan standar laboratorium, seseorang dapat menentukan kecepatan pergerakan sumber pemancar sepanjang garis pandang. Dengan kata lain, dimungkinkan untuk menentukan seberapa cepat sumber mendekat atau menjauh.

Jika sumber cahaya mendekat, garis spektral bergeser ke arah panjang gelombang yang lebih pendek; jika menjauh, ke arah panjang gelombang yang lebih panjang. Fenomena ini disebut “efek Doppler”. Ternyata galaksi (kecuali beberapa galaksi terdekat dengan kita) memiliki garis spektrum yang selalu bergeser ke bagian spektrum dengan panjang gelombang panjang (“pergeseran merah” garis), dan semakin besar jarak galaksi tersebut. dari kita, semakin besar besarnya perubahan ini.

Artinya semua galaksi menjauh dari kita, dan kecepatan “ekspansi” meningkat seiring dengan menjauhnya galaksi. Ini mencapai nilai yang sangat besar. Misalnya, kecepatan surut galaksi radio Cygnus A yang ditemukan dari pergeseran merah mendekati 17 ribu km/s. Untuk waktu yang lama, rekaman tersebut dimiliki oleh galaksi radio 3S 295 yang sangat redup (dalam sinar optik berkekuatan 20). Pada tahun 1960, spektrumnya diperoleh. Ternyata garis spektral ultraviolet yang diketahui milik oksigen terionisasi bergeser ke wilayah spektrum oranye! Dari sini mudah untuk mengetahui bahwa kecepatan perpindahan sistem bintang yang menakjubkan ini adalah 138 ribu km/s, atau hampir setengah kecepatan cahaya! Galaksi radio 3S 295 terletak jauh dari kita pada jarak yang ditempuh cahaya dalam 5 miliar tahun. Oleh karena itu, para astronom mempelajari cahaya yang dipancarkan ketika Matahari dan planet-planet terbentuk, dan mungkin bahkan “sedikit” lebih awal... Sejak itu, objek-objek yang jauh lebih jauh telah ditemukan.

Di samping perluasan sistem galaksi secara keseluruhan, kecepatan masing-masing galaksi tidak menentu, biasanya beberapa ratus kilometer per detik. Inilah sebabnya mengapa galaksi-galaksi terdekat dengan kita tidak menunjukkan pergeseran merah yang sistematis. Lagi pula, kecepatan pergerakan acak (yang disebut “aneh”) galaksi-galaksi ini lebih besar daripada kecepatan pergeseran merah biasa. Kecepatan terakhir ini meningkat ketika galaksi-galaksi bergerak menjauh sekitar 50 km/s, untuk setiap juta parsec. Oleh karena itu, untuk galaksi yang jaraknya tidak melebihi beberapa juta parsec, kecepatan acaknya melebihi kecepatan surut akibat pergeseran merah. Di antara galaksi terdekat, ada juga yang mendekati kita (misalnya nebula Andromeda M 31).

Galaksi tidak terdistribusi secara merata di ruang metagalaksi, yaitu dengan kepadatan konstan. Mereka menunjukkan kecenderungan yang jelas untuk membentuk kelompok atau kelompok yang terpisah. Secara khusus, sekelompok sekitar 20 galaksi yang dekat dengan kita (termasuk Galaksi kita) membentuk apa yang disebut “sistem lokal”. Pada gilirannya, sistem lokal adalah bagian dari sekelompok besar galaksi, yang pusatnya berada di bagian langit tempat konstelasi Virgo diproyeksikan. Cluster ini mempunyai beberapa ribu anggota dan termasuk yang terbesar. Di ruang antar gugus, kepadatan galaksi puluhan kali lebih kecil dibandingkan di dalam gugus.

Yang perlu diperhatikan adalah perbedaan antara gugus bintang yang membentuk galaksi dan gugus galaksi. Dalam kasus pertama, jarak antar anggota gugus sangat jauh dibandingkan dengan ukuran bintang, sedangkan jarak rata-rata antar galaksi dalam gugus galaksi hanya beberapa kali lebih besar dibandingkan ukuran galaksi. Di sisi lain, jumlah galaksi dalam gugus tidak bisa dibandingkan dengan jumlah bintang dalam galaksi. Jika kita menganggap kumpulan galaksi sebagai sejenis gas, yang peran molekulnya dimainkan oleh masing-masing galaksi, maka kita harus menganggap media ini sangat kental.

Seperti apa Metagalaxy dalam model kita, di mana orbit bumi diperkecil menjadi seukuran orbit pertama atom Bohr? Pada skala ini, jarak ke nebula Andromeda akan sedikit lebih dari 6 m, jarak ke bagian tengah gugus galaksi Virgo, yang mencakup sistem galaksi lokal kita, akan menjadi sekitar 120 m, dan ukuran gugus itu sendiri. akan memiliki urutan yang sama. Galaksi radio Cygnus A kini akan terhapus pada jarak 2,5 km, dan jarak ke galaksi radio 3S 295 akan mencapai 25 km...

Kami berkenalan dalam bentuk paling umum dengan fitur struktural utama dan skala Alam Semesta. Ini seperti kerangka perkembangannya yang membeku. Dia tidak selalu seperti yang kita lihat sekarang. Segala sesuatu di Alam Semesta berubah: bintang dan nebula muncul, berkembang dan “mati”, Galaksi berkembang secara alami, struktur dan skala Metagalaxy pun berubah.

Tangga menuju Infinity

Bagaimana cara menentukan jarak ke bintang? Bagaimana kita tahu kalau Alpha Centauri berjarak sekitar 4 tahun cahaya? Lagi pula, Anda tidak dapat menentukan banyak hal berdasarkan kecerahan suatu bintang—kecerahan bintang dekat yang redup dan bintang jauh yang terang bisa saja sama. Namun ada banyak cara yang cukup andal untuk menentukan jarak dari Bumi ke sudut terjauh Alam Semesta. Selama 4 tahun beroperasi, satelit astrometrik Hipparchus menentukan jarak hingga 118 ribu bintang SPL

Tidak peduli apa yang fisikawan katakan tentang ruang tiga dimensi, enam dimensi, atau bahkan sebelas dimensi, bagi seorang astronom, Alam Semesta yang dapat diamati selalu berbentuk dua dimensi. Kita melihat apa yang terjadi di Luar Angkasa dalam proyeksi ke bola angkasa, seperti halnya dalam film, seluruh kompleksitas kehidupan diproyeksikan ke layar datar. Di layar, kita dapat dengan mudah membedakan apa yang jauh dari apa yang dekat karena kita sudah familiar dengan aslinya tiga dimensi, namun dalam hamburan bintang dua dimensi tidak ada petunjuk visual yang memungkinkan kita mengubahnya menjadi tiga dimensi. peta dimensi yang cocok untuk merencanakan jalur kapal antarbintang. Sementara itu, jarak adalah kunci dari hampir separuh semua astrofisika. Tanpa mereka, bagaimana Anda bisa membedakan bintang redup di dekatnya dari quasar jauh namun terang? Hanya dengan mengetahui jarak suatu benda, seseorang dapat menilai energinya, dan dari sini terdapat jalan langsung untuk memahami sifat fisiknya.

Contoh terbaru dari ketidakpastian jarak kosmik adalah masalah sumber semburan sinar gamma, gelombang pendek radiasi keras yang mencapai Bumi kira-kira sekali sehari dari berbagai arah. Perkiraan awal jaraknya berkisar antara ratusan unit astronomi (puluhan jam cahaya) hingga ratusan juta tahun cahaya. Oleh karena itu, penyebaran model tersebut juga sangat mengesankan - mulai dari pemusnahan komet antimateri di pinggiran Tata Surya hingga ledakan bintang neutron yang mengguncang seluruh Alam Semesta dan lahirnya lubang putih. Pada pertengahan tahun 1990-an, lebih dari seratus penjelasan berbeda mengenai sifat ledakan sinar gamma telah diajukan. Kini setelah kami dapat memperkirakan jarak ke sumbernya, hanya tersisa dua model.

Namun bagaimana Anda bisa mengukur jarak jika Anda tidak dapat menjangkau objek tersebut dengan penggaris atau alat pencari lokasi? Metode triangulasi, yang banyak digunakan dalam geodesi terestrial konvensional, dapat membantu. Kami memilih segmen dengan panjang yang diketahui - alasnya, mengukur dari ujung-ujungnya sudut di mana titik yang tidak dapat diakses karena satu dan lain hal terlihat, dan kemudian rumus trigonometri sederhana memberikan jarak yang diperlukan. Ketika kita berpindah dari satu ujung alas ke ujung lainnya, arah titik yang terlihat berubah, ia bergeser dengan latar belakang benda yang jauh. Ini disebut perpindahan paralaks, atau paralaks. Nilainya semakin kecil, semakin jauh jarak benda, dan semakin besar, semakin panjang alasnya.

Untuk mengukur jarak ke bintang, kita harus mengambil basis maksimum yang tersedia bagi para astronom, sama dengan diameter orbit bumi. Perpindahan paralaks bintang-bintang di langit (sebenarnya, setengahnya) mulai disebut paralaks tahunan. Tycho Brahe mencoba mengukurnya, yang tidak menyukai gagasan Copernicus tentang rotasi Bumi mengelilingi Matahari, dan dia memutuskan untuk memeriksanya - lagi pula, paralaks juga membuktikan gerakan orbit Bumi. Pengukuran yang dilakukan memiliki akurasi yang mengesankan untuk abad ke-16 - sekitar satu menit busur, tetapi ini sama sekali tidak cukup untuk mengukur paralaks, yang tidak disadari oleh Brahe sendiri dan menyimpulkan bahwa sistem Copernicus salah.

Jarak ke gugus bintang ditentukan dengan metode pemasangan deret utama

Serangan paralaks berikutnya dilakukan pada tahun 1726 oleh orang Inggris James Bradley, calon direktur Observatorium Greenwich. Pada awalnya, tampaknya dia beruntung: bintang yang dipilih untuk observasi, Gamma Draco, sebenarnya berosilasi di sekitar posisi rata-ratanya selama setahun dengan ayunan 20 detik busur. Namun, arah pergeseran ini berbeda dari apa yang diharapkan dari paralaks, dan Bradley segera menemukan penjelasan yang tepat: kecepatan orbit Bumi menambah kecepatan cahaya yang datang dari bintang, dan mengubah arah yang terlihat. Demikian pula, tetesan air hujan meninggalkan jejak miring di jendela bus. Fenomena ini, yang disebut penyimpangan tahunan, merupakan bukti langsung pertama pergerakan Bumi mengelilingi Matahari, namun tidak ada hubungannya dengan paralaks.

Hanya satu abad kemudian, keakuratan instrumen goniometer mencapai tingkat yang disyaratkan. Pada akhir tahun 30-an abad ke-19, seperti yang dikatakan John Herschel, “dinding yang mencegah penetrasi ke dalam alam semesta bintang ditembus hampir secara bersamaan di tiga tempat.” Pada tahun 1837, Vasily Yakovlevich Struve (saat itu direktur Observatorium Dorpat, dan kemudian Observatorium Pulkovo) menerbitkan paralaks Vega yang diukurnya - 0,12 detik busur. Tahun berikutnya, Friedrich Wilhelm Bessel melaporkan bahwa paralaks bintang 61 Cygni adalah 0,3". Dan setahun kemudian, astronom Skotlandia Thomas Henderson, yang bekerja di Belahan Bumi Selatan di Tanjung Harapan, mengukur paralaks dalam sistem Alpha Centauri - 1,16". . Namun belakangan ternyata nilai tersebut dilebih-lebihkan sebanyak 1,5 kali lipat dan tidak ada satu pun bintang di seluruh langit yang memiliki paralaks lebih dari 1 detik busur.

Untuk jarak yang diukur dengan metode paralaktik, satuan panjang khusus diperkenalkan - parsec (dari detik paralaktik, pc). Satu parsec berisi 206.265 unit astronomi, atau 3,26 tahun cahaya. Dari jarak inilah jari-jari orbit bumi (1 satuan astronomi = 149,5 juta kilometer) terlihat dengan sudut 1 detik. Untuk menentukan jarak ke bintang dalam parsec, Anda perlu membagi satu dengan paralaksnya dalam hitungan detik. Misalnya, sistem bintang terdekat dengan kita, Alpha Centauri 1/0,76 = 1,3 parsec, atau 270 ribu unit astronomi. Seribu parsec disebut kiloparsec (kpc), satu juta parsec disebut megaparsec (Mpc), dan satu miliar disebut gigaparsec (Gpc).

Mengukur sudut yang sangat kecil memerlukan kecanggihan teknis dan ketekunan yang sangat besar (Bessel, misalnya, memproses lebih dari 400 pengamatan individu terhadap Cygnus ke-61), tetapi setelah terobosan pertama segalanya menjadi lebih mudah. Pada tahun 1890, paralaks dari tiga lusin bintang telah diukur, dan ketika fotografi mulai digunakan secara luas dalam astronomi, pengukuran paralaks yang tepat mulai dilakukan. Pengukuran paralaks adalah satu-satunya metode untuk menentukan jarak ke masing-masing bintang secara langsung. Namun selama pengamatan di darat, interferensi atmosfer tidak memungkinkan metode paralaktik mengukur jarak lebih dari 100 pc. Bagi Alam Semesta, ini bukanlah nilai yang sangat besar. (“Tidak jauh di sini, seratus parsec,” seperti yang dikatakan Gromozeka.) Jika metode geometris gagal, metode fotometrik bisa menjadi solusinya.

Catatan geometris

Dalam beberapa tahun terakhir, hasil pengukuran jarak ke sumber emisi radio yang sangat padat - maser - semakin banyak dipublikasikan. Radiasinya terjadi dalam jangkauan radio, yang memungkinkan untuk mengamatinya pada interferometer radio yang mampu mengukur koordinat objek dengan akurasi mikrodetik, yang tidak dapat dicapai dalam rentang optik di mana bintang-bintang diamati. Berkat maser, metode trigonometri dapat diterapkan tidak hanya pada objek jauh di Galaksi kita, tetapi juga pada galaksi lain. Misalnya, pada tahun 2005, Andreas Brunthaler (Jerman) dan rekan-rekannya menentukan jarak ke galaksi M33 (730 kpc) dengan membandingkan perpindahan sudut maser dengan kecepatan rotasi sistem bintang tersebut. Setahun kemudian, Ye Xu (RRC) dan rekannya menerapkan metode paralaks klasik pada sumber maser “lokal” untuk mengukur jarak (2 kpc) ke salah satu lengan spiral Galaksi kita. Konon, J. Hernsteen (AS) dan rekan-rekannya berhasil melaju paling jauh pada tahun 1999. Dengan melacak pergerakan maser pada piringan akresi di sekitar lubang hitam di inti galaksi aktif NGC 4258, para astronom menentukan bahwa sistem ini terletak pada jarak 7,2 Mpc dari kita. Saat ini, ini merupakan rekor mutlak untuk metode geometri.

Lilin Astronom Standar

Semakin jauh sumber radiasi dari kita, maka semakin redup pula cahayanya. Jika Anda mengetahui luminositas sebenarnya suatu benda, maka dengan membandingkannya dengan kecerahan semu, Anda dapat mengetahui jaraknya. Mungkin Huygens-lah yang pertama kali menerapkan gagasan ini untuk mengukur jarak ke bintang. Pada malam hari dia mengamati Sirius, dan pada siang hari dia membandingkan kilauannya dengan lubang kecil di layar yang menutupi Matahari. Setelah memilih ukuran lubang sehingga kedua kecerahannya bertepatan, dan membandingkan nilai sudut lubang dan piringan matahari, Huygens menyimpulkan bahwa Sirius berjarak 27.664 kali lebih jauh dari kita dibandingkan Matahari. Ini 20 kali lebih kecil dari jarak sebenarnya. Kesalahan ini sebagian disebabkan oleh fakta bahwa Sirius sebenarnya jauh lebih terang daripada Matahari, dan sebagian lagi karena sulitnya membandingkan kecerahan dari ingatan.

Terobosan dalam bidang metode fotometri terjadi dengan munculnya fotografi di bidang astronomi. Pada awal abad ke-20, Observatorium Universitas Harvard melakukan pekerjaan skala besar untuk menentukan kecerahan bintang menggunakan pelat fotografi. Perhatian khusus diberikan pada bintang variabel, yang kecerahannya berfluktuasi. Mempelajari bintang variabel dari kelas khusus - Cepheid - di Awan Magellan Kecil, Henrietta Leavitt memperhatikan bahwa semakin terang bintang tersebut, semakin lama periode fluktuasi kecerahannya: bintang dengan periode beberapa puluh hari ternyata berumur sekitar 40 kali lebih terang dari bintang dengan periode orde satu hari.

Karena semua Cepheid Levitt berada di sistem bintang yang sama - Awan Magellan Kecil - mereka dapat dianggap berada pada jarak yang sama (walaupun tidak diketahui) dari kita. Ini berarti bahwa perbedaan kecerahan nyata dikaitkan dengan perbedaan luminositas yang nyata. Tetap menentukan jarak ke satu Cepheid menggunakan metode geometris untuk mengkalibrasi seluruh ketergantungan dan dapat, dengan mengukur periode, menentukan luminositas sebenarnya dari setiap Cepheid, dan darinya jarak ke bintang dan sistem bintang. berisi itu.

Namun sayangnya, tidak ada Cepheid di sekitar Bumi. Yang terdekat dari mereka - Bintang Utara - berjarak 130 pc dari Matahari, seperti yang kita ketahui sekarang, sehingga berada di luar jangkauan pengukuran paralaks berbasis darat. Hal ini tidak memungkinkan untuk membangun jembatan langsung dari paralaks ke Cepheids, dan para astronom harus membangun sebuah struktur yang sekarang secara kiasan disebut tangga jarak.

Gugus bintang terbuka, termasuk beberapa puluh hingga ratusan bintang, yang dihubungkan oleh waktu dan tempat lahir yang sama, menjadi langkah perantara di dalamnya. Jika Anda memplot suhu dan luminositas semua bintang dalam gugus, sebagian besar titik akan berada pada satu garis miring (lebih tepatnya, garis), yang disebut deret utama. Suhu ditentukan dengan akurasi tinggi dari spektrum bintang, dan luminositas ditentukan dari kecerahan dan jarak tampak. Jika jaraknya tidak diketahui, fakta bahwa semua bintang dalam gugus tersebut memiliki jarak yang hampir sama dari kita dapat membantu, sehingga di dalam gugus tersebut, kecerahan tampak masih dapat digunakan sebagai ukuran luminositas.

Karena bintang-bintang di semua tempat sama, deret utama semua gugus harus cocok. Perbedaannya hanya karena jaraknya yang berbeda. Jika kita menentukan jarak ke salah satu cluster dengan menggunakan metode geometris, kita akan mengetahui seperti apa deret utama yang “sebenarnya”, dan kemudian, dengan membandingkan data pada cluster lain dengannya, kita akan menentukan jarak ke cluster tersebut. Metode ini disebut "pemasangan deret utama". Untuk waktu yang lama, Pleiades dan Hyades menjadi standarnya, jarak yang ditentukan dengan metode paralaks kelompok.

Untungnya bagi ahli astrofisika, Cepheid telah ditemukan di sekitar dua lusin cluster terbuka. Oleh karena itu, dengan mengukur jarak ke cluster-cluster ini dengan menyesuaikan deret utama, dimungkinkan untuk “meregangkan tangga” ke Cepheids, yang berada pada langkah ketiga.

Cepheid sangat berguna sebagai indikator jarak: jumlahnya relatif banyak - mereka dapat ditemukan di galaksi mana pun dan bahkan di gugus bola mana pun, dan sebagai bintang raksasa, mereka cukup terang untuk mengukur jarak antargalaksi darinya. Berkat ini, mereka mendapat banyak julukan keras, seperti “mercusuar Alam Semesta” atau “tonggak sejarah astrofisika”. “Garis” Cepheid meluas hingga 20 Mpc, yaitu sekitar seratus kali ukuran Galaksi kita. Setelah itu, mereka tidak dapat lagi dibedakan bahkan dengan instrumen modern yang paling kuat sekalipun, dan untuk naik ke anak tangga keempat dari tangga jarak jauh, Anda memerlukan sesuatu yang lebih cerah.

METODE PENGUKURAN JARAK RUANG

Ke pinggiran Alam Semesta

Salah satu pengukuran jarak ekstragalaksi yang paling kuat didasarkan pada pola yang dikenal sebagai hubungan Tully-Fisher: semakin terang sebuah galaksi spiral, semakin cepat rotasinya. Ketika sebuah galaksi dilihat dari tepi atau pada kemiringan yang signifikan, separuh materinya bergerak mendekati kita karena rotasi, dan separuh lagi menjauh, yang menyebabkan perluasan garis spektrum akibat efek Doppler. Kecepatan rotasi ditentukan dari perluasan ini, luminositas ditentukan darinya, dan kemudian, dari perbandingan dengan kecerahan tampak, jarak ke galaksi ditentukan. Dan tentunya untuk mengkalibrasi metode ini kita membutuhkan galaksi yang jaraknya sudah diukur menggunakan Cepheids. Metode Tully-Fisher memiliki jangkauan yang sangat jauh dan mencakup galaksi yang berjarak ratusan megaparsec dari kita, namun metode ini juga memiliki batas, karena tidak mungkin memperoleh spektrum kualitas yang cukup tinggi untuk galaksi yang terlalu jauh dan redup.

Pada jarak yang sedikit lebih jauh, “lilin standar” lainnya beroperasi—supernova tipe Ia. Ledakan supernova semacam itu adalah ledakan termonuklir “tipe yang sama” dari katai putih dengan massa sedikit di atas massa kritis (1,4 massa matahari). Oleh karena itu, tidak ada alasan bagi mereka untuk mempunyai kekuasaan yang sangat berbeda-beda. Pengamatan supernova semacam itu di galaksi terdekat, yang jaraknya dapat ditentukan dari Cepheid, tampaknya menegaskan keteguhan ini, dan oleh karena itu ledakan termonuklir kosmik kini banyak digunakan untuk menentukan jarak. Mereka terlihat bahkan miliaran parsec jauhnya dari kita, namun Anda tidak pernah tahu jarak galaksi mana yang akan diukur, karena tidak diketahui sebelumnya secara pasti di mana supernova berikutnya akan meletus.

Sejauh ini, hanya satu metode yang memungkinkan kita melangkah lebih jauh – pergeseran merah. Sejarahnya, seperti sejarah Cepheids, dimulai bersamaan dengan abad ke-20. Pada tahun 1915, Vesto Slipher Amerika, yang mempelajari spektrum galaksi, memperhatikan bahwa di sebagian besar galaksi, garis-garisnya bergeser merah relatif terhadap posisi “laboratorium”. Pada tahun 1924, Karl Wirtz dari Jerman memperhatikan bahwa perpindahan ini semakin kuat, semakin kecil dimensi sudut galaksi. Namun, hanya Edwin Hubble yang berhasil menghadirkan data tersebut menjadi satu gambaran pada tahun 1929. Menurut efek Doppler, pergeseran garis merah pada spektrum berarti benda tersebut menjauh dari kita. Dengan membandingkan spektrum galaksi dengan jarak yang ditentukan dari Cepheids, Hubble merumuskan hukum: kecepatan galaksi menjauh sebanding dengan jaraknya. Koefisien proporsionalitas dalam hubungan ini disebut konstanta Hubble.

Dengan demikian, perluasan Alam Semesta ditemukan, dan dengan itu kemungkinan untuk menentukan jarak galaksi dari spektrumnya, tentu saja, asalkan konstanta Hubble terikat pada beberapa “penguasa” lainnya. Hubble sendiri melakukan penyelarasan ini dengan kesalahan yang hampir mencapai urutan besarnya, yang baru diperbaiki pada pertengahan tahun 1940-an, ketika menjadi jelas bahwa Cepheid terbagi menjadi beberapa jenis dengan hubungan periode-luminositas yang berbeda. Kalibrasi dilakukan lagi berdasarkan Cepheids “klasik”, dan baru kemudian nilai konstanta Hubble mendekati perkiraan modern: 50–100 km/s untuk setiap megaparsec jarak ke galaksi.

Kini pergeseran merah digunakan untuk menentukan jarak ke galaksi yang jaraknya ribuan megaparsec dari kita. Benar, jarak ini ditunjukkan dalam megaparsec hanya di artikel populer. Faktanya adalah bahwa mereka bergantung pada model evolusi Alam Semesta yang diadopsi dalam perhitungan, dan selain itu, dalam perluasan ruang angkasa, tidak sepenuhnya jelas apa yang dimaksud dengan jarak: jarak di mana galaksi berada pada saat emisi radiasi. , atau lokasi lokasinya pada saat diterima di Bumi, atau jarak yang ditempuh cahaya dalam perjalanannya dari titik awal ke titik akhir. Oleh karena itu, para astronom lebih memilih untuk hanya menunjukkan nilai pergeseran merah yang diamati secara langsung untuk objek jauh, tanpa mengubahnya menjadi megaparsec.

Pergeseran merah adalah satu-satunya metode saat ini untuk memperkirakan jarak “kosmologis” yang sebanding dengan “ukuran Alam Semesta”, dan pada saat yang sama mungkin merupakan teknik yang paling banyak digunakan. Pada bulan Juli 2007, katalog pergeseran merah dari 77.418.767 galaksi diterbitkan. Benar, saat membuatnya, metode otomatis yang agak disederhanakan untuk menganalisis spektrum digunakan, dan oleh karena itu kesalahan dapat menyusup ke beberapa nilai.

Permainan tim

Metode geometris untuk mengukur jarak tidak berakhir dengan paralaks tahunan, di mana perpindahan sudut bintang dibandingkan dengan pergerakan Bumi pada orbitnya. Pendekatan lain bergantung pada pergerakan Matahari dan bintang relatif satu sama lain. Bayangkan sebuah gugus bintang terbang melewati Matahari. Menurut hukum perspektif, lintasan bintang-bintangnya yang terlihat, seperti rel di cakrawala, bertemu pada satu titik - titik pancaran. Posisinya menunjukkan pada sudut mana cluster terbang ke garis pandang. Mengetahui sudut ini, kita dapat menguraikan pergerakan bintang-bintang cluster menjadi dua komponen - sepanjang garis pandang dan tegak lurus terhadapnya sepanjang bola langit - dan menentukan proporsi di antara keduanya. Kecepatan radial bintang dalam kilometer per detik diukur menggunakan efek Doppler dan, dengan mempertimbangkan proporsi yang ditemukan, proyeksi kecepatan ke langit dihitung - juga dalam kilometer per detik. Tetap membandingkan kecepatan linier bintang-bintang ini dengan kecepatan sudut yang ditentukan dari hasil pengamatan jangka panjang - dan jaraknya akan diketahui! Metode ini bekerja hingga beberapa ratus parsec, tetapi hanya berlaku untuk gugus bintang dan oleh karena itu disebut metode paralaks grup. Ini adalah bagaimana jarak ke Hyades dan Pleiades pertama kali diukur.

Menuruni tangga menuju ke atas

Mungkin orang pertama yang mencoba menentukan jarak Matahari adalah Aristarchus dari Samos, yang mengusulkan sistem heliosentris dunia satu setengah ribu tahun sebelum Copernicus. Ia menemukan bahwa Matahari berjarak 20 kali lebih jauh dari kita dibandingkan Bulan. Perkiraan ini, seperti yang kita ketahui sekarang, diremehkan sebanyak 20 kali lipat, dan bertahan hingga era Kepler. Meskipun dia sendiri tidak mengukur satuan astronomi, dia telah mencatat bahwa Matahari seharusnya berada lebih jauh dari perkiraan Aristarchus (dan setelah dia semua astronom lainnya).

Perkiraan jarak Bumi ke Matahari pertama yang kurang lebih dapat diterima diperoleh oleh Jean Dominique Cassini dan Jean Richet. Pada tahun 1672, selama oposisi Mars, mereka mengukur posisinya dengan latar belakang bintang-bintang dari Paris (Cassini) dan Cayenne (Richet). Jarak dari Perancis ke Guyana Perancis menjadi dasar segitiga paralaktik, yang darinya mereka menentukan jarak ke Mars, dan kemudian menghitung satuan astronomi menggunakan persamaan mekanika langit, sehingga memperoleh nilai 140 juta kilometer.

Selama dua abad berikutnya, transit Venus melintasi piringan surya menjadi alat utama untuk menentukan skala tata surya. Dengan mengamatinya secara bersamaan dari berbagai titik di dunia, jarak dari Bumi ke Venus dapat dihitung, dan dari sini semua jarak lainnya di Tata Surya. Pada abad 18-19, fenomena ini diamati sebanyak empat kali: pada tahun 1761, 1769, 1874 dan 1882. Pengamatan ini menjadi salah satu proyek ilmiah internasional pertama. Ekspedisi skala besar dilengkapi (ekspedisi Inggris tahun 1769 dipimpin oleh James Cook yang terkenal), stasiun pengamatan khusus diciptakan... Dan jika pada akhir abad ke-18 Rusia hanya memberikan kesempatan kepada ilmuwan Prancis untuk mengamati perjalanan tersebut dari wilayahnya (dari Tobolsk), kemudian pada tahun 1874 dan 1882 para ilmuwan Rusia sudah terlibat aktif dalam penelitian. Sayangnya, kompleksitas pengamatan yang luar biasa telah menyebabkan perbedaan yang signifikan dalam perkiraan satuan astronomi - dari sekitar 147 hingga 153 juta kilometer. Nilai yang lebih dapat diandalkan - 149,5 juta kilometer - hanya diperoleh pada pergantian abad ke-19-20 dari pengamatan asteroid. Dan terakhir, harus diingat bahwa hasil semua pengukuran tersebut didasarkan pada pengetahuan tentang panjang alasnya, yaitu jari-jari bumi bila diukur dalam satuan astronomi. Jadi pada akhirnya fondasi tangga jarak kosmik diletakkan oleh para surveyor.

Baru pada paruh kedua abad ke-20 para ilmuwan memiliki metode baru yang mendasar untuk menentukan jarak kosmik - laser dan radar. Mereka memungkinkan peningkatan akurasi pengukuran di Tata Surya hingga ratusan ribu kali lipat. Kesalahan radar Mars dan Venus adalah beberapa meter, dan jarak ke reflektor sudut yang dipasang di Bulan diukur dengan akurasi sentimeter. Nilai satuan astronomi yang diterima saat ini adalah 149.597.870.691 meter.

Nasib sulit "Hipparchus"

Pencipta satelit menetapkan tugas yang sangat ambisius: mengukur paralaks lebih dari 100 ribu bintang dengan akurasi milidetik, yaitu "mencapai" bintang yang terletak ratusan parsec dari Bumi. Penting untuk memperjelas jarak ke beberapa gugus bintang terbuka, khususnya Hyades dan Pleiades. Namun yang paling penting, menjadi mungkin untuk “melompati langkah” dengan mengukur langsung jarak ke Cepheids itu sendiri.

Ekspedisi dimulai dengan masalah. Karena kegagalan di tahap atas, Hipparchus tidak memasuki orbit geostasioner yang diinginkan dan tetap berada pada lintasan perantara yang sangat memanjang. Spesialis Badan Antariksa Eropa masih berhasil mengatasi situasi tersebut, dan teleskop astrometrik orbital berhasil beroperasi selama 4 tahun. Pemrosesan hasilnya memakan waktu yang sama, dan pada tahun 1997 katalog bintang dengan paralaks dan gerak diri dari 118.218 tokoh, termasuk sekitar dua ratus Cepheid, diterbitkan.

Sayangnya, dalam beberapa hal, kejelasan yang diharapkan belum tercapai. Hasil yang paling tidak dapat dipahami adalah untuk Pleiades - diasumsikan bahwa "Hipparchus" akan memperjelas jarak, yang sebelumnya diperkirakan 130-135 parsec, tetapi dalam praktiknya ternyata "Hipparchus" mengoreksinya, menerima nilai hanya 118 parsec. Menerima nilai baru memerlukan penyesuaian terhadap teori evolusi bintang dan skala jarak antargalaksi. Ini akan menjadi masalah serius bagi ahli astrofisika, dan jarak ke Pleiades mulai diperiksa dengan cermat. Pada tahun 2004, beberapa kelompok, dengan menggunakan metode independen, memperoleh perkiraan jarak ke cluster dalam kisaran 132 hingga 139 pc. Suara-suara ofensif mulai terdengar yang menunjukkan bahwa konsekuensi penempatan satelit pada orbit yang salah belum sepenuhnya hilang. Dengan demikian, semua paralaks yang diukurnya dipertanyakan.

Tim Hipparchus terpaksa mengakui bahwa hasil pengukuran secara umum akurat, namun mungkin perlu diproses ulang. Faktanya adalah dalam astrometri luar angkasa, paralaks tidak diukur secara langsung. Sebaliknya, Hipparchus mengukur sudut antara banyak pasang bintang selama empat tahun. Sudut-sudut ini berubah karena perpindahan paralaktik dan karena pergerakan bintang-bintang di ruang angkasa. Untuk “menarik” nilai paralaks secara tepat dari pengamatan, diperlukan pemrosesan matematis yang cukup rumit. Inilah yang harus saya ulangi. Hasil baru dipublikasikan pada akhir September 2007, namun belum jelas seberapa besar kemajuan yang dicapai.

Alam semesta Aristoteles berakhir pada sembilan jarak dari Bumi ke Matahari. Copernicus percaya bahwa bintang-bintang berjarak 1.000 kali lebih jauh dari Matahari. Paralaks bahkan mendorong bintang-bintang terdekat sejauh beberapa tahun cahaya. Pada awal abad ke-20, astronom Amerika Harlow Shapley, dengan menggunakan Cepheids, menetapkan bahwa diameter Galaksi (yang ia identifikasi dengan Alam Semesta) diukur dalam puluhan ribu tahun cahaya, dan berkat Hubble, batas-batasnya Alam Semesta meluas hingga beberapa gigaparsec. Seberapa pasti pernyataan-pernyataan tersebut?

Tentu saja, pada setiap langkah tangga jarak terdapat kesalahan yang lebih besar atau lebih kecil, namun secara umum skala Alam Semesta didefinisikan dengan cukup baik, diuji dengan berbagai metode yang independen satu sama lain dan membentuk satu gambaran yang konsisten. Jadi batas-batas modern Alam Semesta tampaknya tak tergoyahkan. Namun, ini tidak berarti bahwa suatu hari kita tidak ingin mengukur jarak dari alam semesta ke alam semesta tetangga!

Shklovsky I.S., Dmitry Getaran. Bumi (Sol III).

Berdasarkan bahan dari: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,Shklovsky I.S. "Alam semesta, kehidupan, pikiran" / Ed. N.S.Kardashev dan V.I.Moroz.

Deskripsi presentasi berdasarkan slide individual:

1 slide

Deskripsi slide:

2 geser

Deskripsi slide:

Astronomi adalah ilmu tentang benda langit (dari kata Yunani kuno aston - bintang dan nomos - hukum). Ilmu ini mempelajari gerakan nyata dan nyata serta hukum yang menentukan gerakan, bentuk, ukuran, massa dan relief permukaan, sifat dan keadaan fisik benda langit, interaksi dan evolusinya.

3 geser

Deskripsi slide:

Menjelajahi Alam Semesta Jumlah bintang di galaksi mencapai triliunan. Bintang yang paling banyak jumlahnya adalah katai dengan massa sekitar 10 kali lebih kecil dari Matahari. Selain bintang tunggal dan satelitnya (planet), Galaksi juga mencakup bintang ganda dan ganda, serta kelompok bintang yang terikat oleh gravitasi dan bergerak di ruang angkasa sebagai satu kesatuan, yang disebut gugus bintang. Beberapa di antaranya dapat ditemukan di langit melalui teleskop, dan terkadang bahkan dengan mata telanjang. Cluster seperti itu tidak memiliki bentuk yang teratur; lebih dari seribu di antaranya saat ini diketahui. Gugus bintang dibagi menjadi terbuka dan globular. Tidak seperti gugus bintang terbuka, yang sebagian besar terdiri dari bintang deret utama, gugus bintang globular berisi bintang raksasa dan superraksasa berwarna merah dan kuning. Survei langit yang dilakukan oleh teleskop sinar-X yang dipasang pada satelit bumi buatan khusus menghasilkan penemuan emisi sinar-X dari banyak gugus bola.

4 geser

Deskripsi slide:

Struktur Galaksi Mayoritas bintang dan materi tersebar di Galaksi menempati volume berbentuk lensa. Matahari terletak pada jarak sekitar 10.000 Pc dari pusat Galaksi, tersembunyi dari kita oleh awan debu antarbintang. Di pusat Galaksi terdapat sebuah inti, yang baru-baru ini dipelajari secara cermat dalam panjang gelombang inframerah, radio, dan sinar-X. Awan debu buram mengaburkan inti dari kita, menghalangi pengamatan fotografi visual dan konvensional terhadap objek paling menarik di Galaksi ini. Jika kita dapat melihat piringan galaksi dari atas, kita akan menemukan lengan spiral besar, yang sebagian besar berisi bintang-bintang terpanas dan paling terang, serta awan gas yang sangat besar. Piringan dengan cabang spiral membentuk dasar subsistem datar Galaksi. Dan benda-benda yang terkonsentrasi menuju inti Galaksi dan hanya sebagian menembus ke dalam piringan termasuk dalam subsistem bola. Ini adalah bentuk sederhana dari struktur Galaksi.

5 geser

Deskripsi slide:

Jenis galaksi 1 Spiral. Ini adalah 30% galaksi. Mereka datang dalam dua jenis. Normal dan bersilang. 2 Elips. Kebanyakan galaksi diyakini berbentuk bola pepat. Diantaranya ada yang berbentuk bulat dan hampir datar. Galaksi elips terbesar yang diketahui adalah M87 di konstelasi Virgo. 3 Tidak benar. Banyak galaksi memiliki bentuk yang tidak rata tanpa garis luar yang jelas. Ini termasuk Awan Magellan Grup Lokal Kami.

6 geser

Deskripsi slide:

Matahari Matahari adalah pusat sistem planet kita, elemen utamanya, yang tanpanya tidak akan ada Bumi maupun kehidupan di dalamnya. Orang-orang telah mengamati bintang sejak zaman kuno. Sejak itu, pengetahuan kita tentang benda termasyhur telah berkembang secara signifikan, diperkaya dengan banyak informasi tentang pergerakan, struktur internal, dan sifat objek kosmik ini. Selain itu, kajian tentang Matahari memberikan kontribusi yang sangat besar terhadap pemahaman struktur Alam Semesta secara keseluruhan, terutama unsur-unsurnya yang memiliki persamaan hakikat dan prinsip “kerja”.

7 geser

Deskripsi slide:

Matahari Matahari adalah suatu benda yang menurut standar manusia sudah ada sejak lama. Pembentukannya dimulai sekitar 5 miliar tahun yang lalu. Pada saat itu, di tata surya terdapat awan molekul yang sangat luas. Di bawah pengaruh gaya gravitasi, pusaran mulai muncul di dalamnya, mirip dengan tornado bumi. Di tengah salah satunya, materi (kebanyakan hidrogen) mulai menjadi lebih padat, dan 4,5 miliar tahun yang lalu sebuah bintang muda muncul di sini, yang setelah jangka waktu yang lama diberi nama Matahari. Planet-planet secara bertahap mulai terbentuk di sekitarnya - sudut Alam Semesta kita mulai tampak akrab bagi manusia modern. -

8 geser

Deskripsi slide:

Matahari katai kuning bukanlah objek unik. Ia diklasifikasikan sebagai katai kuning, bintang deret utama yang relatif kecil. “Masa pakai” yang diberikan kepada badan-badan tersebut adalah sekitar 10 miliar tahun. Berdasarkan standar ruang, jumlah ini cukup sedikit. Sekarang tokoh kita, bisa dikatakan, sedang berada di puncak hidupnya: belum tua, tidak lagi muda - masih ada separuh hidupnya di depan.

Geser 9

Deskripsi slide:

10 geser

Deskripsi slide:

Tahun Cahaya Tahun cahaya adalah jarak yang ditempuh cahaya dalam satu tahun. Persatuan Astronomi Internasional memberikan penjelasannya tentang tahun cahaya - ini adalah jarak yang ditempuh cahaya dalam ruang hampa, tanpa partisipasi gravitasi, dalam satu tahun Julian. Tahun Julian sama dengan 365 hari. Penguraian kode inilah yang digunakan dalam literatur ilmiah. Jika kita mengambil literatur profesional, maka jarak dihitung dalam parsec atau kilo dan megaparsec. Hingga tahun 1984, satu tahun cahaya adalah jarak yang ditempuh cahaya dalam satu tahun tropis. Definisi baru ini berbeda dengan definisi lama hanya sebesar 0,002%. Tidak ada perbedaan khusus antara definisi tersebut. Ada angka-angka tertentu yang menentukan jarak jam cahaya, menit, hari, dll. Satu tahun cahaya adalah 9.460.800.000.000 km, satu bulan adalah 788.333 juta km, satu minggu adalah 197.083 juta km, satu hari adalah 26.277 juta km, satu jam adalah 1.094 juta km, satu menit adalah sekitar 18 juta km., yang kedua adalah sekitar 300 ribu km.

11 geser

Deskripsi slide:

Konstelasi Galaksi Virgo Virgo paling baik dilihat pada awal musim semi, yaitu pada bulan Maret - April, saat bergerak ke ufuk bagian selatan. Karena konstelasi tersebut memiliki ukuran yang mengesankan, Matahari berada di dalamnya selama lebih dari sebulan - mulai 16 September hingga 30 Oktober. Pada atlas bintang kuno, Virgo digambarkan sebagai seorang gadis dengan sebatang gandum di tangan kanannya. Namun, tidak semua orang mampu melihat gambaran seperti itu dalam hamburan bintang yang kacau balau. Namun, menemukan rasi Virgo di langit tidaklah sulit. Ini berisi bintang dengan magnitudo pertama, berkat cahaya terang Virgo yang dapat dengan mudah ditemukan di antara rasi bintang lainnya.

12 geser

Deskripsi slide:

Nebula Andromeda Galaksi besar terdekat dengan Bima Sakti. Berisi sekitar 1 triliun bintang, yang 2,5-5 kali lebih besar dari Bima Sakti. Letaknya di konstelasi Andromeda dan berjarak 2,52 juta tahun cahaya dari Bumi. bertahun-tahun. Bidang galaksi miring terhadap garis pandang dengan sudut 15°, ukuran tampak 3,2 × 1,0°, magnitudo tampak +3,4m.

Geser 13

Deskripsi slide:

Bima Sakti Bima Sakti adalah galaksi spiral. Selain itu, ia memiliki jembatan berupa sistem bintang raksasa yang saling terhubung oleh gaya gravitasi. Bima Sakti diyakini telah ada selama lebih dari tiga belas miliar tahun. Ini adalah periode di mana sekitar 400 miliar rasi bintang dan bintang, lebih dari seribu nebula gas besar, gugusan dan awan terbentuk di Galaksi ini. Bentuk Bima Sakti terlihat jelas di peta Alam Semesta. Setelah diperiksa, terlihat jelas bahwa gugusan bintang ini adalah sebuah piringan yang diameternya 100 ribu tahun cahaya (satu tahun cahaya sama dengan sepuluh triliun kilometer). Ketebalan gugus bintang 15 ribu dan kedalamannya sekitar 8 ribu tahun cahaya. Berapa berat Bima Sakti? Tidak mungkin menghitungnya (menentukan massanya adalah tugas yang sangat sulit). Kesulitan timbul dalam menentukan massa materi gelap, yang tidak berinteraksi dengan radiasi elektromagnetik. Inilah sebabnya mengapa para astronom tidak dapat menjawab pertanyaan ini secara pasti. Namun ada perhitungan kasar yang menyatakan bahwa berat Galaksi berkisar antara 500 hingga 3000 miliar massa matahari.

Fakta yang luar biasa

Pernahkah Anda bertanya-tanya seberapa besar alam semesta?

8. Namun, ini tidak seberapa jika dibandingkan dengan Matahari.

Foto Bumi dari luar angkasa

9. Dan ini pemandangan planet kita dari bulan.

10. Inilah kita dari permukaan Mars.

11. Dan ini pemandangan Bumi di balik cincin Saturnus.

12. Dan ini adalah foto yang terkenal" Titik biru pucat", dimana Bumi difoto dari Neptunus, dari jarak hampir 6 miliar kilometer.

13. Ini ukurannya Bumi dibandingkan dengan Matahari, yang bahkan tidak sepenuhnya sesuai dengan foto.

Bintang terbesar

14. Dan ini Matahari dari permukaan Mars.

15. Seperti yang pernah dikatakan astronom terkenal Carl Sagan, di luar angkasa lebih banyak bintang daripada butiran pasir di semua pantai di Bumi.

16. Ada banyak bintang yang jauh lebih besar dari Matahari kita. Lihat saja betapa kecilnya Matahari.

Foto galaksi Bima Sakti

18. Tapi tidak ada yang bisa menandingi ukuran galaksi. Jika Anda mengurangi Matahari seukuran leukosit(sel darah putih), dan mengecilkan Galaksi Bima Sakti dengan menggunakan skala yang sama, maka Bima Sakti akan menjadi sebesar Amerika Serikat.

19. Ini karena Bima Sakti sangat besar. Di situlah tata surya berada di dalamnya.

20. Namun yang kita lihat hanya sebagian kecil saja sebagian kecil dari galaksi kita.

21. Tapi galaksi kita pun kecil dibandingkan galaksi lain. Di Sini Bima Sakti dibandingkan dengan galaksi IC 1011, yang terletak 350 juta tahun cahaya dari Bumi.

22. Coba pikirkan, dalam foto yang diambil dengan teleskop Hubble ini, ribuan galaksi, masing-masing berisi jutaan bintang, masing-masing dengan planetnya sendiri.

23. Ini salah satunya galaksi UDF 423, terletak 10 miliar tahun cahaya jauhnya. Saat Anda melihat foto ini, Anda sedang melihat miliaran tahun ke masa lalu. Beberapa dari galaksi ini terbentuk beberapa ratus juta tahun setelah Big Bang.

24. Tapi ingatlah bahwa foto ini sangat, bagian yang sangat kecil dari alam semesta. Itu hanya sebagian kecil dari langit malam.

25. Kita dapat dengan yakin berasumsi bahwa ada suatu tempat lubang hitam. Berikut ukuran lubang hitam dibandingkan orbit Bumi.

Yang ada di atasnya. Pada umumnya, kita semua terikat pada tempat kita tinggal dan bekerja. Besarnya dunia kita sungguh menakjubkan, namun tidak ada apa-apanya jika dibandingkan dengan alam semesta. Seperti yang mereka katakan - "lahir terlambat untuk menjelajahi dunia, dan terlalu dini untuk menjelajahi luar angkasa". Itu bahkan menghina. Namun, mari kita mulai - berhati-hatilah agar tidak pusing.

1. Ini adalah Bumi.

Ini adalah planet yang sama yang saat ini menjadi satu-satunya rumah bagi umat manusia. Tempat di mana kehidupan muncul secara ajaib (atau mungkin tidak begitu ajaib) dan dalam perjalanan evolusi, Anda dan saya muncul.

2. Tempat kita di tata surya.

Benda luar angkasa besar terdekat yang mengelilingi kita tentunya adalah tetangga kita di tata surya. Semua orang mengingat nama mereka sejak kecil, dan selama pelajaran tentang dunia sekitar mereka membuat model. Kebetulan di antara mereka kami bukanlah yang terbesar...

3. Jarak antara Bumi dan Bulan kita.

Kelihatannya tidak terlalu jauh, bukan? Dan jika kita juga memperhitungkan kecepatan modern, maka “tidak ada apa-apanya”.

4. Padahal, jaraknya cukup jauh.

Jika Anda mencobanya, maka dengan sangat akurat dan nyaman - antara planet dan satelit Anda dapat dengan mudah menempatkan sisa planet di tata surya.

5. Namun, mari kita lanjutkan pembicaraan tentang planet.

Di hadapan Anda adalah Amerika Utara, seolah-olah ditempatkan di Jupiter. Ya, titik hijau kecil ini adalah Amerika Utara. Bisakah Anda bayangkan betapa besarnya bumi kita jika kita memindahkannya ke skala Jupiter? Orang-orang mungkin masih menemukan daratan baru)

6. Ini Bumi dibandingkan dengan Jupiter.

Lebih tepatnya enam Bumi - untuk kejelasan.

7. Cincin Saturnus, Pak.

Cincin Saturnus akan memiliki penampilan yang begitu indah, asalkan berputar mengelilingi bumi. Lihatlah Polinesia - mirip dengan ikon Opera, bukan?

8. Mari kita bandingkan Bumi dengan Matahari?

Kelihatannya tidak terlalu besar di langit...

9. Inilah penampakan Bumi jika dilihat dari Bulan.

Cantik, bukan? Begitu sepi dengan latar belakang ruang kosong. Atau tidak kosong? Ayo lanjutkan...

10. Dan dari Mars

Saya yakin Anda bahkan tidak akan tahu apakah itu Bumi.

11. Ini adalah potret Bumi tepat di luar cincin Saturnus

12. Tapi di luar Neptunus.

Totalnya 4,5 miliar kilometer. Berapa lama waktu yang dibutuhkan untuk mencari?

13. Jadi, mari kita kembali ke bintang bernama Matahari.

Pemandangan yang menakjubkan, bukan?

14. Inilah Matahari dari permukaan Mars.

15. Dan berikut perbandingannya dengan Skala bintang VY Canis Majoris.

Anda suka? Lebih dari mengesankan. Dapatkah Anda bayangkan energi terkonsentrasi di sana?

16. Tapi itu semua omong kosong jika kita membandingkan bintang asal kita dengan ukuran galaksi Bima Sakti.

Agar lebih jelas, bayangkan kita telah memampatkan Matahari hingga seukuran sel darah putih. Dalam hal ini, ukuran Bima Sakti misalnya, cukup sebanding dengan ukuran Rusia. Ini adalah Bima Sakti.

17. Secara umum, bintang sangatlah besar

Segala sesuatu yang ditempatkan pada lingkaran kuning ini adalah segala sesuatu yang dapat Anda lihat pada malam hari dari Bumi. Sisanya tidak dapat diakses dengan mata telanjang.

18. Tapi ada galaksi lain.

Inilah Bima Sakti dibandingkan dengan galaksi IC 1011 yang terletak 350 juta tahun cahaya dari Bumi.

Mari kita ulangi lagi?

Jadi, Bumi ini adalah rumah kita.

Mari kita perkecil seukuran tata surya...

Mari kita perkecil sedikit lagi...

Dan sekarang seukuran Bima Sakti...

Ayo terus kurangi...

Dan satu hal lagi...

Hampir siap, jangan khawatir...

Siap! Menyelesaikan!

Hanya inilah yang kini dapat diamati umat manusia dengan menggunakan teknologi modern. Itu bahkan bukan seekor semut... Nilailah sendiri, asal jangan jadi gila...

Skala seperti itu bahkan sulit untuk dipahami. Namun seseorang dengan yakin menyatakan bahwa kita sendirian di Alam Semesta, meski mereka sendiri tidak begitu yakin apakah orang Amerika ada di Bulan atau tidak.

Bertahanlah kawan... bertahanlah.