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16-01-2018

A voi, amanti dell'astrobiologia. Alla fine del 2017 in Cile (a Santiago e Coyhaique), la Commissione 3 dell’IAU (Astrobiologia) ha tenuto una scuola di astrobiologia e una conferenza “Astrobiologia 2017”. I materiali scolastici e congressuali sono ora disponibili per la visualizzazione. Guarda e divertiti: programma scolastico con collegamenti a video, programma della conferenza con collegamenti a video.

04-01-2017

Nel contesto astrobiologico sono di particolare interesse i meccanismi di sintesi di molecole organiche di vario tipo nei gusci protostellari e in altri oggetti associati alle regioni di formazione stellare. Il lavoro di J. Lindberg et al presenta stime delle concentrazioni radiali di C4H e metanolo in direzione di 40 protostelle. Di queste protostelle, sono stati osservati sedici oggetti nelle nubi molecolari delle costellazioni dell'Ofiuco e della Corona Meridionale

23-10-2016

Il complesso di nubi molecolari più vicino a noi si trova nella costellazione del Toro, ad una distanza di circa 140 pc. A causa della loro vicinanza, queste nubi sono abbastanza ben studiate, anche dal punto di vista della loro composizione molecolare, che negli ultimi decenni è diventata, se non uno standard, almeno un “punto di riferimento” per testare modelli astrochimici. Nel frattempo, anche

03-08-2016

Il numero di pianeti scoperti dal telescopio spaziale Kepler è di migliaia. Tra questi, di particolare interesse sono i pianeti di tipo terrestre (presumibilmente) situati all'interno della cosiddetta zona abitabile, cioè nell'intervallo di distanze dalla stella centrale in cui è possibile l'esistenza di acqua liquida sulla superficie del pianeta. Determinare la quota relativa di tali pianeti nel loro numero totale è considerata una delle principali

02-08-2016

Il nucleo molecolare L1544 in Toro è uno dei nuclei prestellari “standard”, e quindi ad esso è dedicato un gran numero di studi. In particolare, il nucleo L1544 è considerato un tipico esempio di oggetto con la cosiddetta differenziazione chimica, cioè differenze specifiche nella distribuzione dei composti di carbonio e azoto. Nei nuclei con differenziazione chimica, i composti azotati (NH3, N2H+) sono quindi concentrati al centro

13-07-2016

Dal 12 al 16 giugno 2016 si terrà in Vietnam la conferenza internazionale “La ricerca della vita: dalla Terra primordiale agli esopianeti”. Sito web della conferenza: http://rencontresduvietnam.org/conferences/2016/search-for-life. Il programma della conferenza copre quattro argomenti principali: educazione, evoluzione e abitabilità dei sistemi planetari; la Terra primordiale; dalla chimica pre-biologica alla prima vita; vita nell'universo - impatto sulla società e questioni etiche.

11-06-2016

Manara et al. riferiscono sulla rivista Astronomy & Astrophysics di aver scoperto una correlazione tra il tasso di accrescimento in un disco protoplanetario e la massa di questo disco. Questa correlazione deriva da idee teoriche sull'evoluzione dei dischi protoplanetari, ma finora non è stato possibile rilevarla. Gli autori del nuovo lavoro hanno esaminato un campione quasi completo di giovani stelle nella regione di formazione stellare Lupus (Lupo).

14-05-2016

Esiste un concetto del genere: "catastrofe dell'ossigeno". Questo termine spaventoso si riferisce ad una fase dell’evoluzione dell’atmosfera terrestre, che per noi oggi è stata piuttosto favorevole. Si presume che durante la catastrofe dell'ossigeno avvenuta circa 2,4 miliardi di anni fa si sia verificato un significativo arricchimento dell'atmosfera terrestre con ossigeno molecolare. Fino ad allora, l’involucro d’aria del nostro pianeta non conteneva praticamente ossigeno. La maggior parte degli scienziati lo crede

Uno dei compiti ideologici più importanti dell'astronomia è trovare una risposta alla domanda se siamo soli nell'Universo. In assenza di un contatto diretto con l’intelligenza extraterrestre, dobbiamo accontentarci di argomenti indiretti.

Non sappiamo, ovviamente, quanto sia ampio lo spettro delle condizioni fisiche in cui è possibile l'origine della vita, ma possiamo dire con certezza che almeno su un pianeta specifico, vicino a una stella specifica in una galassia specifica, l'emergere della vita e dell’intelligenza si è rivelato possibile. Se dimostriamo che tali pianeti, stelle e galassie sono comuni nell'Universo, ci sarà speranza che il risultato finale della loro evoluzione, simile a quella sulla Terra, non sia raro.

Fino a poco tempo fa, sembrava che a questo proposito le cose andassero bene con tutte e tre le componenti: pianeta, stella, galassia. Almeno non male. È vero, non possiamo ancora giudicare con sicurezza quanto sia tipica la Terra, come un pianeta caduto nella zona abitabile della sua stella. Ma non c'è motivo di credere che sia atipica. Tali ragioni potrebbero, ovviamente, apparire in futuro (chi lo sa?). Tuttavia, le informazioni oggi disponibili sui sistemi planetari suggeriscono che la loro formazione è un processo del tutto di routine.

Anche il sole non è esotico. In molti libri popolari, e anche nei libri di testo, viene spesso definito la stella più ordinaria e insignificante. Questa caratteristica apparentemente dispregiativa è molto importante dal punto di vista dell'evoluzione della vita: per quattro miliardi e mezzo di anni la Terra è stata riscaldata da una stufa che ronza tranquillamente, che per tutto questo tempo ci ha trasmesso esattamente la stessa quantità di energia di cui abbiamo bisogno, senza bruschi cali o potenti epidemie. Qualsiasi caratteristica, "insolita", renderebbe il Sole un oggetto molto interessante per un ricercatore esterno, ma per noi, che viviamo nelle vicinanze, la noiosa stabilità è migliore dell'eccitante mutevolezza. E ci sono ancora molte di queste stelle “senza caratteristiche speciali”, simili al nostro luminare centrale, nella Galassia.

La nostra intera Galassia (Via Lattea) risulta essere altrettanto accogliente e “noiosa”. Cioè, dieci miliardi di anni fa, in esso avvennero eventi molto violenti: fu allora, a seguito della compressione della nube protogalattica rotante, che si formò un gigantesco disco di gas stellare, nel quale ora viviamo, e la proiezione di cui nel cielo è chiamata la Via Lattea stessa. Ma dopo la formazione del disco, alla nostra Galassia non è successo nulla di “interessante”. No, certo, ci sono ancora posti dove è meglio non andare per una piccola stella con pianeti abitabili. I dintorni di stelle calde e massicce sono pieni di radiazioni forti, forti onde d'urto si diffondono dalle esplosioni di supernova... Ma ci sono pochi posti così pericolosi e le possibilità che, ad esempio, il nostro Sole voli in uno di essi sono molto piccole.

Questa calma è dovuta al fatto che i processi di formazione stellare nella Via Lattea hanno da tempo assunto un carattere “lento”. Un confronto tra il numero di stelle di diverse età mostra che il tasso medio di formazione stellare nella nostra Galassia negli ultimi 10 miliardi di anni è rimasto quasi lo stesso, al livello della nascita di diverse stelle all'anno. E questa costanza potrebbe rivelarsi non proprio fuori dall'ordinario, ma almeno una proprietà piuttosto insolita della nostra isola stellare.

Dal punto di vista esteriore, la Galassia è un disco molto sottile (con un rapporto “spessore-diametro” paragonabile, ad esempio, a quello dei compact disc), attraversato da numerosi (due o quattro) bracci di spirale. Questo disco è immerso in una nuvola stellare sferica rarefatta: un alone. Se ti concentri solo sull'apparenza, allora non ci sono solo molti di questi sistemi nell'Universo: sono la maggioranza. Secondo i dati moderni, circa il 70% di tutte le galassie appartengono a tali sistemi di dischi a spirale. Questo è bello per due motivi. In primo luogo, la natura tipica della Galassia rende improbabile che saremo soli nell'Universo. In secondo luogo, possiamo facilmente estendere i risultati dello studio della Galassia alla maggior parte del resto dell’Universo. Ma non è tutto. Un destino favorevole ha posto un'altra galassia simile proprio accanto a noi: la Nebulosa di Andromeda (nota anche come M31, NGC 224), che era, ed è ancora talvolta considerata, quasi una gemella della Via Lattea. Cosa si può volere di più? Se vogliamo i dettagli, guardiamo la nostra Galassia, se vogliamo il quadro generale, guardiamo la Nebulosa di Andromeda - e il 70% dell'Universo è nelle nostre tasche!

La ricerca degli ultimi anni mostra, ahimè, che questa gioia è prematura. Più impariamo sulla Nebulosa di Andromeda, meno sembra essere una gemella della Via Lattea. No, ovviamente c'è una somiglianza generale; M31 è molto più simile alla Via Lattea che, ad esempio, alla galassia nana Grande Nube di Magellano. Ma ci sono alcune importanti discrepanze nei particolari. Anche se la Galassia e la Nebulosa di Andromeda molto probabilmente si sono formate quasi contemporaneamente, M31 sembra più... come dovrei dire... squallido. Ora in esso è rimasto meno gas che nella nostra Galassia; Di conseguenza, la nascita delle stelle avviene meno attivamente, ma questo è solo ora! Il disco e l'alone della Nebulosa di Andromeda mostrano tracce di numerose e potenti esplosioni di formazione stellare, la più recente delle quali si è verificata forse solo 200 milioni di anni fa (un periodo breve rispetto all'età totale della galassia). Le osservazioni dei sistemi stellari mostrano che la causa di tali esplosioni sono quasi sempre le collisioni galattiche. Ciò significa che la storia della Nebulosa di Andromeda è significativamente più ricca di cataclismi grandi e piccoli rispetto alla storia della Via Lattea.

Data questa dissomiglianza, non è chiaro quale delle due galassie debba essere presa come standard. Il problema è che non possiamo studiare nessun'altra galassia a spirale con un simile grado di dettaglio. (Più precisamente, abbiamo un altro vicino a spirale: M33, ma è molto più piccolo di M31 e della Via Lattea.) Nel 2007, Francois Hammer (Osservatorio di Parigi) e i suoi colleghi hanno deciso di verificare quali parametri avremmo ottenuto per la Via Lattea e M31 , se fossero osservate da una grande distanza, e confrontare questi parametri con le proprietà di altre galassie a spirale distanti. Si è scoperto che il sistema più tipico non è la Via Lattea! Di tutte le galassie a spirale vicine, non più del 7% si avvicina ad essa nei parametri. Il resto ricorda più la Nebulosa di Andromeda: sono povere di gas, più ricche di stelle e hanno un momento angolare specifico più elevato della Via Lattea, cioè, in poche parole, ruotano più velocemente. Per la Nebulosa di Andromeda, tutte queste proprietà, così come le peculiarità della distribuzione delle stelle attorno al disco, possono essere spiegate da una grande collisione avvenuta diversi miliardi di anni fa con un sistema stellare la cui massa era di almeno un miliardo di masse solari ( circa una piccola percentuale della massa della galassia stessa). La somiglianza di M31 con altre galassie a spirale indica che megacollisioni simili si sono verificate in quasi tutte, ad eccezione di un piccolo gruppo a cui appartiene la Via Lattea.

Qui è opportuno ricordare un'altra stranezza della nostra Galassia: i suoi due satelliti, le Nubi di Magellano. Somigliano poco ai tipici satelliti di una galassia a spirale. Tipicamente questi satelliti sono piccole e deboli galassie ellittiche o sferoidali. Compagne come le Nubi di Magellano, massicce, luminose, con la loro turbolenta storia di formazione stellare, si osservano anche solo in una piccola percentuale delle galassie a spirale. Una possibile spiegazione per questa stranezza è che le Nubi di Magellano potrebbero non essere satelliti della Via Lattea. Misurare la velocità del loro movimento utilizzando il telescopio spaziale. Hubble ha dimostrato che i satelliti, cioè i corpi attaccati gravitazionalmente alla Galassia, volano troppo velocemente. Nacque l'idea che le Nuvole potessero semplicemente volare oltre la Via Lattea.

Naturalmente c'è la tentazione di collegare tutti questi fatti in un unico quadro. Nel dicembre 2010, Y. Yang e F. Hammer hanno suggerito che le Nubi di Magellano siano volate verso la Via Lattea dalla Nebulosa di Andromeda, fuggendo da essa a seguito della stessa mega-collisione. Va detto che la traiettoria delle Nubi è ancora poco conosciuta, ma ciò che si sa a riguardo non contraddice l'ipotesi della loro origine “andromediana”.

In generale, l'immagine potrebbe assomigliare a questa. Delle due galassie principali del Gruppo Locale (il nome noioso della Via Lattea, M31 e dei satelliti circostanti), solo una è sopravvissuta a una grave collisione. Due galassie più piccole si formarono dal materiale strappato da M31 a seguito di questo cataclisma. Ora stanno volando oltre la Galassia e, forse, ne verranno catturati, così che tra qualche miliardo di anni si fonderanno con la Via Lattea, permettendole finalmente di sopravvivere alla catastrofe avvenuta molto prima nella vita di altri sistemi simili .

In un modo o nell'altro, studi recenti indicano che finora l'evoluzione della Via Lattea si è rivelata significativamente più poco appariscente dell'evoluzione della maggior parte delle galassie a disco, che ha dato alla vita terrestre diversi miliardi di anni di silenzio per uno sviluppo tranquillo.

Il buio chiama e affascina. L'oscurità è amica della giovinezza. Siamo oscurità, oscurità e oscurità. Nei film, i cinici e spiritosi Oscuri sono spesso più simpatici dei veri e noiosi Quelli della Luce. Nonostante i numerosi misteri astrofisici associati alla materia luminosa, l’immaginazione è più entusiasmante riguardo alla materia oscura. Analizzare le incoerenze con le radiazioni sembra non essere altro che chiarire dettagli già noti, mentre l’oscurità promette di aprire la porta a una nuova fisica.

Non sorprende che un gran numero di articoli pubblicati nella letteratura professionale siano dedicati allo studio della materia oscura (DM). (A proposito, in russo probabilmente è più corretto dire “materia oscura”, ma Google fornisce un ordine di grandezza in più di collegamenti per la query “materia oscura”, che è una carta da lucido dall’inglese “materia oscura”. ) Come si può studiare qualcosa che non brilla se l'unica fonte di informazione in astronomia è la radiazione elettromagnetica? Sì, proprio come molte altre cose, basate su prove indirette.

Permettetemi di ricordarvi brevemente l'essenza del problema. Il fattore principale che muove gli oggetti su larga scala nel nostro Universo è la gravità. Osservando il movimento dei corpi si possono trarre conclusioni sul campo gravitazionale in cui si muovono e sulla massa che genera questo campo. Quindi, in molti casi, il campo gravitazionale sembra esistere, ma la sua fonte non può essere vista. In particolare, il movimento delle stelle nelle galassie e delle galassie negli ammassi avviene a velocità che fortemente non corrispondono alla distribuzione della materia “leggera”, che può essere osservata direttamente. Da qui nasce l'ipotesi della presenza di materia “oscura”, che di per sé non brilla, ma si manifesta attraverso l'effetto gravitazionale sui corpi luminosi.

L’esistenza della materia oscura è indicata da diverse prove coerenti tra loro. Pertanto, per respingere l'ipotesi della materia oscura, non è sufficiente trovare un'altra spiegazione, ad esempio, solo il movimento delle stelle nelle galassie. Tuttavia, i tentativi di “chiudere” la materia oscura non si fermano. Proprio negli ultimi dieci giorni sono apparsi due studi importanti, che in un modo o nell’altro “scavano” nell’ambito della Meditazione Trascendentale.

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Nel febbraio 2003, gli scienziati americani hanno presentato alla comunità scientifica una "foto del bambino" del nostro Universo: una mappa della radiazione cosmica di fondo a microonde, che ci consente di esaminare l'era pre-galattica immediatamente successiva al Big Bang. Con il suo aiuto, gli astronomi hanno cercato di rispondere con la massima precisione possibile alla domanda di cosa sia fatto il Cosmo. La risposta si è rivelata deludente: solo il 4% della massa dell’Universo proviene dalla materia “ordinaria” che conosciamo, costituita da atomi. Il restante 96% è costituito da sostanze dai nomi semplici ma sonori: materia oscura (23%) ed energia oscura (73%). Cosa si sa oggi di loro, oltre ai loro nomi?

Negli ultimi centinaia di anni, la scienza ha inferto diversi colpi tangibili all’autocoscienza umana. Prima la "culla dell'umanità", la Terra, poi il Sole, furono rimossi dal centro dell'Universo. Poi si è scoperto che la nostra Galassia non è l'unica nello Spazio, e nemmeno la più grande, ma solo una dei tanti miliardi di isole stellari, situate alla periferia di un grande ammasso di galassie, o anche oltre i suoi confini - un sorta di remota provincia universale, piena di consapevolezza di importanza personale, ma irrimediabilmente lontana dalla metropoli.

Ma se sulla Terra un provinciale può sempre trovare conforto nel sogno di una capitale, nell'Universo noi, a quanto pare, siamo privati ​​anche di questa opportunità. Non solo le città e i paesi, grandi e piccoli, poveri e ricchi, ma l'intera Terra, il Sole, la Via Lattea e tutte le galassie si sono rivelate all'improvviso solo uno strato lucido, una sottile doratura su una base misteriosa, impenetrabilmente nera. . L'ascesa e la caduta delle civiltà, la formazione e la distruzione dei pianeti, le esplosioni delle stelle e le collisioni delle galassie, così come tutti gli altri eventi che sembrano riempire l'Universo, infatti, hanno lo stesso rapporto con la sua vita come la stretta striscia di surf ha a che fare con la vita dell’Oceano Mondiale.

Lo spazio interstellare non è vuoto

Solo guardando il cielo stellato, è abbastanza difficile immaginare che ci sia qualcos'altro nell'Universo oltre alle stelle e ai pianeti. Tuttavia, un esame un po’ più attento dimostra che non è così. A quanto pare, uno dei primi astronomi a invadere il vuoto fu lo scienziato russo V.Ya Struve, il fondatore dell'Osservatorio Pulkovo. A metà del XIX secolo scoprì che il numero di stelle per unità di volume diminuisce con la distanza dal Sole. Lo scienziato ha associato questa diminuzione al fatto che nel percorso verso l'osservatore, la luce delle stelle si indebolisce in proporzione alla distanza percorsa a causa dell'interazione con qualche sostanza. Inizialmente, questa sostanza assorbente era chiamata oscura.

L'aggettivo "oscuro" in astronomia è usato nel suo significato diretto: "non luminoso". Poiché per noi l'unica fonte di informazioni sullo spazio profondo è la luce, allo stesso tempo un altro significato della parola "oscuro" risulta essere molto appropriato: poco chiaro, incomprensibile. Al giorno d'oggi, la natura della sostanza assorbente interstellare non è più in dubbio: si tratta solo di polvere, particelle microscopiche costituite da composti di carbonio e silicio. La polvere è distribuita in modo non uniforme nello spazio. È raccolto in dense nuvole che bloccano quasi completamente la luce delle stelle situate dietro di loro. Sullo sfondo di una manciata di stelle, tali nuvole sono visibili come spazi neri senza stelle. In memoria dei vecchi tempi, gli astronomi chiamano ancora queste nubi oscure, anche se questo è ingiusto. La polvere non solo assorbe la radiazione delle stelle, ma si illumina anche, sebbene non nel visibile, ma nell'infrarosso, nel submillimetro e nelle gamme radio. Ma la registrazione di questa radiazione non causa alcuna difficoltà fondamentale agli astronomi moderni.

Con l'avvento dei radiotelescopi, è diventato chiaro che la polvere non è il principale “riempitivo” dello spazio tra le stelle. Per ogni grammo di polvere nello spazio interstellare ci sono 100 grammi di gas, che è principalmente una miscela di idrogeno ed elio. E se solo una piccola percentuale della massa è concentrata nel gas interstellare all'interno delle galassie (il resto è raccolto nelle stelle), allora nello spazio tra le galassie c'è molto più gas. Negli ammassi, la massa del gas intergalattico è molte volte maggiore della massa totale delle stesse “isole stellari”. Potrebbe sembrare che sarebbe più corretto chiamare sciami galattici non ammassi di galassie, ma gigantesche nubi di gas con una piccola "miscela" stellare-galattica. Ma anche una formulazione così dispregiativa non riflette la realtà delle cose!

Materia oscura

Il nostro mondo è il regno della gravità. Di tutte le forze fondamentali, è l'unica ad avere un'azione a lungo raggio sufficiente a superare le distanze cosmiche. Pertanto, la caratteristica principale di qualsiasi oggetto astronomico è la sua massa. Può essere stimata sia dall'osservazione dell'oggetto stesso (ad esempio, la massa di una stella può essere approssimata dalla forma delle linee del suo spettro) sia dall'effetto gravitazionale che ha su altri oggetti. Se le stime ottenute con questi due metodi coincidono approssimativamente, allora tutto è in ordine con le nostre idee teoriche sulla natura dell'oggetto. La loro discrepanza indica che non capiamo qualcosa o stiamo trascurando qualcosa. Una forte discrepanza tra le due stime di massa è un probabile segno di alcuni malintesi molto grandi.

Ma quali difficoltà potrebbero esserci con le idee sulla struttura, ad esempio, degli ammassi di galassie? Eccole: le galassie visibili anche con un piccolo telescopio. Eccolo: il gas caldo riempie lo spazio tra di loro. È vero, non puoi vederlo con un normale telescopio, ma con l'aiuto dei telescopi a raggi X questo gas è stato osservato più di una volta. Troviamo la massa totale di tutte le galassie, vi aggiungiamo la massa del gas e otteniamo la massa totale dell'ammasso. Per un tipico ammasso di galassie, ad esempio l'ammasso nella costellazione della Vergine, questa massa è pari a diverse decine di trilioni di masse solari.

La massa di un ammasso di galassie può essere determinata in un altro modo. L'unica forza che lega l'ammasso in un unico insieme è la gravità. Per un ammasso di galassie, come per la Terra, esiste una seconda velocità di fuga. Se la velocità della galassia supera la “seconda velocità cosmica” per un dato ammasso, la galassia è in grado di sfuggire al suo abbraccio gravitazionale e di volare libero. L'entità della velocità dipende dalla massa dell'ammasso: più massiccio è l'ammasso, più velocemente la galassia deve muoversi per lasciarlo.

Negli anni '30 del XX secolo, l'astronomo americano Fritz Zwicky attirò l'attenzione sul fatto che le galassie negli ammassi si muovono più velocemente della velocità di fuga! I cluster con membri in così rapido movimento semplicemente non possono esistere. Ma esistono, il che significa che in qualche modo ci sbagliamo. Ma come possiamo sbagliarci se l'intero ammasso è davanti a noi in piena vista? O non tutti?

Il risultato di Zwicky significava che l'intera massa visibile di un tipico ammasso non è sufficiente per impedire alle galassie che lo compongono di volare via. Ciò significa, ha deciso Zwicky, che negli ammassi di galassie c'è anche materia invisibile, che non si manifesta in alcun modo nella radiazione, ma fornisce un contributo significativo, o meglio, decisivo al campo gravitazionale dell'ammasso. Per spiegare le elevate velocità galattiche, dobbiamo supporre che negli ammassi di galassie ci sia dieci volte più materia “oscura” che materia “luminosa” di tutti i tipi. Quindi si scopre che un ammasso di galassie non è in realtà un ammasso di galassie o gas, ma una condensazione di qualcosa di sconosciuto con una piccola mescolanza di gas e galassie. Il problema di chiarire la natura di questa misteriosa entità è da allora noto in astronomia come il problema della massa nascosta, e questa entità stessa è chiamata materia oscura o materia oscura.

Successivamente si scoprì che non solo gli ammassi di galassie, ma anche le galassie stesse contengono massa nascosta. Come è noto, la nostra Galassia (più precisamente, la sua parte visibile!) è un disco gasstello-stellare piatto e rotante. Il Sole dista 25.000-30.000 anni luce dal centro della Galassia e compie una rivoluzione completa in circa 200 milioni di anni, muovendosi lungo la sua orbita galattica ad una velocità di circa 220 km/s. La materia luminosa nel disco è altamente concentrata verso il nucleo galattico. È noto che la forza gravitazionale che controlla il movimento orbitale delle stelle diminuisce inversamente al quadrato della distanza, quindi è logico supporre che le stelle alla periferia del disco, lontane dalla massa principale della Galassia, si sposteranno più lentamente rispetto alle stelle vicine al nucleo.

Purtroppo, negli anni '70 del XX secolo divenne chiaro che né nella nostra né in altre galassie simili questo presupposto apparentemente logico è soddisfatto. Anche le stelle e le nubi di gas molto lontane dal centro percorrono le loro orbite ad alta velocità, come se non volessero sapere che dove si trovano, la galassia è quasi finita. Dov'è la fonte di questa gravità in uno spazio che sembra quasi vuoto? La risposta è stata trovata rapidamente. Se c'è una massa nascosta negli ammassi di galassie, perché non dovrebbe esserci massa nascosta nelle galassie stesse? La quantità richiesta di materia oscura è approssimativamente la stessa degli ammassi. Ad esempio, per descrivere il movimento delle stelle alla periferia della nostra Galassia, dobbiamo supporre che sia circondata da un vasto "alone oscuro", le cui dimensioni e massa sono almeno parecchie volte maggiori delle dimensioni e della massa delle stelle. disco visibile.

Inizialmente, a molti scienziati, l’ipotesi dell’esistenza della materia oscura sembrava troppo artificiale. Tuttavia, ad oggi, sono stati accumulati così tanti dati osservativi che, a quanto pare, non sarà ancora possibile respingere la massa nascosta. Non resta che scoprire di cosa si tratta. Fortunatamente, la teoria non si ferma e attualmente sono già stati presi in considerazione diversi candidati per il ruolo della materia oscura.

Naturalmente, dal punto di vista della semplicità, vorrei supporre che la materia oscura sia costituita da oggetti familiari agli astrofisici, che hanno massa, ma o non emettono affatto, o emettono così debolmente che con i moderni strumenti astronomici sono visibili solo su scala molto piccola (su scala galattica). Gli scienziati conoscono molti di questi oggetti: nane brune e bianche, stelle di neutroni, buchi neri, pianeti, nubi di gas compatte. Poiché sono tutti costituiti o in passato erano costituiti da protoni e neutroni ordinari, che in fisica sono collettivamente chiamati barioni, la materia oscura formata da questi oggetti è chiamata barionica.

Sfortunatamente, è molto difficile spiegare da dove potrebbero provenire un gran numero di tali oggetti nella Galassia. Ognuno di essi non nasce dal nulla e, prima di trasformarsi in materia oscura, lascia una o l'altra traccia nell'evoluzione della galassia. Diciamo, ad esempio, che l'alone scuro è costituito da stelle di neutroni. Sono i resti di stelle massicce che terminano il loro percorso vitale con una grandiosa esplosione: una supernova. È improbabile che l'esplosione di miliardi di supernove attorno alla Galassia possa passare senza lasciare traccia.

Pertanto, viene ora presa in considerazione l'ipotesi di una materia oscura non barionica, costituita da particelle elementari speciali, ancora sconosciute, che hanno un insieme specifico di proprietà, in particolare, quasi non interagiscono con la materia "ordinaria" e quindi sfuggono ancora al rilevamento. preferibile. Un tempo si credeva che la materia oscura potesse essere costituita dai neutrini, ma i risultati di recenti esperimenti e osservazioni ai telescopi per neutrini dimostrano che la massa dei neutrini, sebbene non uguale a zero, è ancora troppo piccola per attribuire tutta la materia “mancante” a Esso.

Neutralino è il tuo super partner affidabile!

Molto probabilmente, stiamo parlando di particelle di un nuovo tipo. Va notato che i fisici non solo non negano l'esistenza di tali particelle, ma al contrario, le accolgono in ogni modo possibile, poiché sono coerenti con le idee recentemente raffinate sulla struttura della materia, in particolare sui due principali tipi di particelle elementari: fermioni e bosoni. Nel nostro mondo relativamente freddo, la materia stessa è costituita da fermioni (come protoni e neutroni) e i bosoni (come i fotoni) trasportano la forza tra loro. Ma a una temperatura molto elevata, rispetto alla quale anche la temperatura all'interno delle stelle impallidisce, la differenza tra particelle di materia e particelle portatrici viene cancellata, e cominciano a comportarsi allo stesso modo. La teoria dell'identità di fermioni e bosoni alle alte temperature è chiamata teoria della supersimmetria. I fisici possono ancora solo sognare le energie necessarie per testarlo sperimentalmente, ma sono fiduciosi che la prova della supersimmetria rimarrà da vedere per diversi anni. Molto lavoro in questa direzione viene svolto in numerosi laboratori in tutto il mondo, in particolare presso gli osservatori russi di neutrini a Baksan (Caucaso settentrionale) e sul lago Baikal.

Intanto in Natura è già stato effettuato un esperimento per ottenere particelle elementari di energie ultraelevate! È vero, è finito molto tempo fa, più di 10 miliardi di anni fa, ma le tracce della sua attuazione ci circondano da tutti i lati e noi stessi non siamo altro che il risultato di questo grandioso esperimento, chiamato dagli scienziati Big Bang! La teoria della supersimmetria prevede che nelle prime frazioni di secondo dopo la nascita dell'Universo, tutte le sue particelle erano uguali e identiche, ma poi l'Universo si espanse, si raffreddò e in esso non c'era più uguaglianza... È interessante che , insieme a protoni, neutroni, elettroni, fotoni, neutrini e altri noti “mattoni” elementari, la teoria della supersimmetria prevede la nascita di un intero zoo di particelle sconosciute. Tuttavia, dovremmo parlare piuttosto non di uno zoo, ma di un'arca: queste particelle sconosciute formano coppie con particelle conosciute: ogni fermione ha un bosone accoppiato con sé e viceversa. Per enfatizzare la supersimmetria di questa comunità, tali coppie sono chiamate superpartner.

Tutte le ipotetiche particelle - superpartner di particelle conosciute - hanno una proprietà comune: interagiscono molto debolmente con la materia ordinaria, superando significativamente anche i neutrini penetranti in questo senso. Nel gergo scientifico, sono talvolta chiamati "WIMP", dall'abbreviazione inglese WIMP - "particelle massicce che interagiscono debolmente", cioè particelle massicce che interagiscono debolmente. È molto difficile vedere i WIMP, ma puoi “sentirli”: come ogni cosa dotata di massa, creano un campo gravitazionale attorno a sé. Dopo il Big Bang, sarebbe dovuto rimanere un numero enorme di tali particelle e la loro influenza gravitazionale combinata potrebbe essere avvertita da intere galassie. Questo per quanto riguarda la materia oscura! Questo fatto è molto significativo, perché dimostra chiaramente come le proprietà degli ammassi di galassie giganti e del macrocosmo in generale possano essere messe in relazione con le proprietà del microcosmo.

Il candidato più probabile per il ruolo della materia oscura è considerato la particella neutralino supersimmetrica più leggera, la cui massa supera cento volte la massa di un protone. A competere con esso e con gli altri WIMP c'è un'altra particella invisibile - l'assione - la cui esistenza è prevista da un'altra teoria fisica moderna: la cromodinamica quantistica.

La nostra Galassia e altri sistemi stellari sono immersi in nubi di neutralini, assioni e altre particelle invisibili. Queste nuvole, come si crede ora, nell'era pre-galattica servivano da "semi" gravitazionali su cui veniva attratta la materia ordinaria, che divenne il materiale da costruzione per le prime generazioni di stelle. Nel linguaggio scientifico, questi semi sono chiamati fluttuazioni di densità primaria. E sebbene molta acqua sia passata sotto i ponti sin dal loro inizio, le proprietà di queste fluttuazioni vengono catturate per sempre sotto forma di variazioni spaziali nell’intensità della radiazione cosmica di fondo a microonde. È stato studiando queste variazioni che gli scienziati hanno scoperto che solo il 4% della massa dell'Universo proviene da materia atomica ordinaria. Un altro 23% è occupato da materia oscura non barionica (neutralini, assioni, ecc.). Qual è il restante 73%? Possiamo considerarci azionisti dell'Universo OJSC, che nella prossima riunione hanno scoperto di non sapere nemmeno approssimativamente chi possiede la quota di controllo!

Il più grande errore di Einstein

Una delle previsioni della teoria della relatività di Einstein era che l'universo non può esistere per sempre. Infatti, se lo riconosciamo solo come il regno della gravità, cioè dell'attrazione, dobbiamo anche convenire che col tempo tutta la materia dell'Universo dovrebbe essere riunita in un unico punto. Allo stesso Einstein questa prospettiva non piaceva così tanto che introdusse con la forza nelle sue equazioni il cosiddetto termine lambda: un'ipotetica "repulsione universale", che avrebbe dovuto contrastare la gravitazione universale. Tuttavia, nel 1929 si scoprì che l'Universo si sta espandendo. Ciò fece sì che l'attrazione reciproca delle galassie fosse contrastata dalla loro recessione generata dal Big Bang, e il bisogno di reciproca repulsione sembrò scomparire. È ampiamente nota la confessione di Einstein all’astrofisico sovietico-americano Georgi Gamow di considerare l’invenzione del termine lambda il suo più grande errore. Ma il tempo passò, e questo errore cessò di essere così evidente: come scrive lo stesso Gamow, la costante cosmologica “continua a sollevare la sua brutta testa”. È vero, ora ha molti altri nomi: antigravità, quintessenza, energia del vuoto e, ovviamente, energia oscura.

La scoperta della natura non stazionaria dell'Universo ha costretto gli scienziati (e non solo loro) a pensare a come sarebbe finita la sua espansione. È conveniente caratterizzare l'ulteriore destino del nostro mondo confrontando la densità media della materia nell'Universo con un certo valore critico. Se la densità è maggiore di quella critica, le forze gravitazionali prima o poi fermeranno l'espansione delle galassie e sarà sostituita da una compressione generale, che trascinerà nuovamente l'Universo fino a un punto. Se la densità è inferiore a quella critica, l'espansione dell'Universo continuerà indefinitamente... Oggi, le proprietà osservate del Cosmo sono meglio descritte dalla cosiddetta teoria inflazionistica, nello sviluppo della quale i fisici sovietici e russi hanno giocato un ruolo importante. ruolo. Secondo esso, nelle prime frazioni di secondo della sua esistenza, l'Universo ha subito una catastrofica "inflazione" (così viene tradotta la parola "inflazione" dall'inglese), durante la quale le sue dimensioni sono aumentate di 10 50 volte. Tutte le disomogeneità e le curvature che prima erano presenti nell'Universo sono state attenuate durante il processo di inflazione: ecco perché si è scoperto che viviamo in un mondo così omogeneo e piatto (in senso geometrico!).

La teoria inflazionistica, tra le altre cose, prevede che la densità media della materia nell’Universo dovrebbe essere esattamente uguale alla densità critica. Infatti è in relazione alla densità critica che vengono calcolate tutte le percentuali già più volte citate in questo articolo. Il problema è ovvio: dopo aver raschiato tutte le estremità del fondo nello spazio, è stato possibile raccogliere sostanze solo al 27% della densità critica. Dove posso trovare il restante 73%?

Ebbene, nello spazio non è rimasta alcuna sostanza, ma lo spazio stesso rimane. Perché dovremmo supporre che non pesi nulla? Proprio come in geodesia tutte le altezze vengono contate a partire da un certo livello zero (in Russia - dallo zero dell'asta di Kronstadt), in fisica possiamo supporre che tutte le energie vengano contate a partire dall'energia zero - l'energia del vuoto, che non devono essere uguali a zero. La densità mancante potrebbe essere nascosta in questa energia iniziale. Poiché in precedenza gli astronomi avevano chiamato la materia invisibile materia oscura, sembrava logico applicare lo stesso aggettivo all’energia invisibile.

Accelerazione dell'Universo

Può sembrare che il concetto di energia oscura sia, come si suol dire, “inverosimile”: invece di ammettere onestamente il fallimento della teoria inflazionistica, e in effetti dell’intera cosmologia del Big Bang, gli scienziati attribuiscono energia al vuoto! Per evitare tali accuse, è necessario scoprire quali proprietà dovrebbe avere l'energia oscura e cercare di rilevare queste proprietà nei risultati delle osservazioni astronomiche. E tali risultati sono stati ottenuti! Nel 1998, un gruppo di astronomi americani guidati da Adam Rees ha riferito un fatto significativo: l'Universo non si sta solo espandendo, ma si sta espandendo a un ritmo accelerato. Gli scienziati sono giunti a questa conclusione osservando le esplosioni di supernova in galassie lontane.

La maggior parte dei metodi di misurazione della distanza in astronomia si basano sul confronto tra la luminosità apparente di un oggetto e la sua reale luminosità, che, ovviamente, deve essere conosciuta. Le fonti con una luminosità reale nota sono chiamate "candele standard". Le supernovae di tipo Ia, che si ritiene siano associate alle esplosioni termonucleari sulle nane bianche, sono visibili a distanze molto grandi e hanno un'invidiabile consistenza di luminosità, rendendole uno strumento indispensabile per misurare le distanze cosmologiche.

D'altra parte, nelle immediate vicinanze (su scala cosmologica) della nostra Galassia, si applica la legge di Hubble: la distanza dalla galassia è direttamente proporzionale alla velocità del suo movimento lungo la linea di vista. La velocità radiale è facile da determinare dallo spettro: l'effetto Doppler sposta le linee nella parte rossa dello spettro se la sorgente si allontana da noi e nella parte blu se la sorgente si avvicina. Poiché l'entità dello spostamento è proporzionale alla velocità, la legge di Hubble permette di stimare la distanza di oggetti distanti da osservazioni spettrali - a condizione che lontano dalla Via Lattea l'espansione dell'Universo obbedisca alle stesse leggi - o di identificare deviazioni da queste leggi.

È stato questo il metodo a cui hanno fatto ricorso Rees e i suoi colleghi. Sulla base della luminosità apparente di diverse supernove, hanno determinato la loro distanza: si è rivelata molto significativa, diversi miliardi di anni luce. Quindi, utilizzando la legge di Hubble, hanno calcolato la velocità con cui queste supernovae avrebbero dovuto allontanarsi da noi se l'espansione dell'Universo diversi miliardi di anni fa fosse avvenuta alla stessa velocità di adesso. La velocità effettiva delle supernove si è rivelata significativamente inferiore al valore previsto dalla legge di Hubble: ora l'Universo si sta espandendo più velocemente rispetto a diversi miliardi di anni fa!

Gli scienziati accetterebbero facilmente il risultato opposto: in un Universo che obbedisce alla legge di gravità, è logico aspettarsi che l'espansione rallenti nel tempo. Ma l'accelerazione significa che oltre all'attrazione nell'Universo esiste davvero una forza repulsiva, o semplicemente antigravità, e attualmente, a distanze cosmologiche, supera chiaramente la gravità. Data la natura sensazionale di questa conclusione, molti scienziati, compresi gli stessi autori di questa scoperta, hanno cercato di trovare un errore nei risultati del gruppo Rees, ma finora questi tentativi non sono stati coronati da successo. Dobbiamo ammettere che l’energia oscura esiste davvero! Inoltre, la sua quantità, calcolata dalle osservazioni delle supernovae, coincideva con quella stimata dalle osservazioni delle fluttuazioni dell'intensità della radiazione cosmica di fondo a microonde - circa il 70%.

Nuovi modi per gli scienziati di confrontare le previsioni teoriche della cosmologia con i dati osservativi sono emersi grazie ai dati accumulati negli ultimi anni sulle coordinate di centinaia di migliaia di galassie. Nel febbraio 2002, scienziati britannici hanno stimato i valori di tutti i principali parametri cosmologici combinando i dati sulla radiazione cosmica di fondo a microonde con le caratteristiche della distribuzione su larga scala di 250mila galassie, le cui distanze sono state determinate durante il 2dF indagine sul telescopio anglo-australiano. I valori calcolati sono in ottimo accordo con i dati di altri studi. E in questo lavoro si è rivelato impossibile fare a meno dell'energia oscura! Indipendentemente dai risultati del gruppo di Rees, George Efstathiou e i suoi colleghi hanno stimato che il suo contributo alla densità totale dell'Universo è del 65-85%.

Acqua scura tra le nuvole

La cosmologia ha cessato da tempo di essere una “scienza pura”. Le idee moderne sulla struttura e sull'evoluzione dell'Universo si basano su una quantità significativa di dati osservativi e sperimentali. Questo dovrebbe essere ricordato da coloro che si considerano pronti a creare la propria Teoria dell'Universo. Sentiamo spesso dire che la scienza “ufficiale” è intollerante verso le nuove idee e rifiuta ostinatamente tutto ciò che non rientra nel sistema di conoscenza esistente. La storia della formazione della cosmologia è una confutazione diretta di questa tesi. Nelle sue varie fasi, ipotesi strane come la variabilità delle costanti fondamentali - la costante gravitazionale, per esempio, o anche la velocità della luce - furono discusse tranquillamente e sono ancora in discussione. Alcune di queste ipotesi sono cadute nell'oblio, altre continuano ad esistere, acquisendo prove sperimentali e nuovi sostenitori.

Quale destino attende la materia oscura e l'energia oscura? Tra dieci anni apparirà un concetto fisico di maggior successo, che includerà sia le stranezze del movimento delle galassie che le proprietà della radiazione cosmica di fondo a microonde? Finora, solo l’ipotesi della materia oscura ha un’alternativa più o meno reale. Questa è la cosiddetta teoria MOND - Dinamica Newtoniana Modificata, sviluppata a metà degli anni '80 dal fisico israeliano M. Milgrom. Secondo questa teoria, la consueta notazione della legge di gravitazione universale – con proporzione inversa al quadrato della distanza – è valida solo fino ad un certo limite. Se l'accelerazione del corpo causata dalla forza di gravità risulta essere inferiore a circa 10 -10 m/s 2, occorre apportare una modifica alla legge di gravitazione universale, che spiega lo strano movimento delle stelle alla periferia di galassie a spirale. Purtroppo la teoria MOND non ha un’estensione relativistica, quindi non è in grado di spiegare fenomeni che vanno oltre i semplici problemi dinamici.

Nel complesso, bisogna riconoscere che la materia oscura e l’energia oscura, che inizialmente erano solo concetti ipotetici introdotti nella teoria per conciliarla con le osservazioni, si adattano molto bene al quadro moderno del mondo. È importante che con il loro aiuto gli scienziati siano riusciti a collegare i due poli della fisica: la cosmologia e la fisica delle particelle elementari. Tuttavia, il rilevamento sperimentale diretto di queste due entità rimane una questione per il futuro. Fino a quando ciò non accadrà, saremo preparati a qualsiasi svolta inaspettata!

107 risposte a Dmitry Vibe. Materia oscura ed energia oscura

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Ma ci sono persone del genere: sentono perfettamente,
Come una stella parla ad una stella.
- Y.Kim

La vista del cielo notturno cosparso di stelle ha a lungo instillato stupore e gioia nell'anima umana. Pertanto, anche con un leggero calo dell'interesse generale per la scienza, le notizie astronomiche a volte trapelano nei media per scuotere l'immaginazione del lettore (o dell'ascoltatore) con un messaggio su un misterioso quasar alla periferia dell'Universo, su un pianeta esploso stella, o su un buco nero nascosto nelle profondità di una galassia lontana. È del tutto naturale che prima o poi un interessato abbia una domanda legittima: “Dai, non mi prendono per il naso?” In effetti, sono stati scritti molti libri sull'astronomia, vengono girati film scientifici popolari, si tengono conferenze, la diffusione e il volume delle riviste astronomiche professionali sono in costante crescita, e tutto questo è il prodotto del semplice guardare il cielo?

Questa immagine mostra il guscio espulso durante l'esplosione della seconda nova T Compass (T Pyxidis). Il punto luminoso al centro del guscio è una stella doppia, composta da una stella normale e da un resto stellare (nana bianca). La materia della stella fluisce sulla nana bianca, accumulandosi gradualmente sulla sua superficie. Quando la massa della materia accumulata supera un certo limite critico, nel sistema si verifica un'esplosione. Per qualche ragione (forse come risultato dell'interazione con i resti di esplosioni precedenti), il guscio espulso si disintegra in migliaia di minuscoli noduli luminosi. Oltre all'esame spettroscopico di questi noduli, osservandoli per diversi anni, si può vedere direttamente come volano via dal sistema. © Shara, Williams, Gilmozzi e NASA. Immagine da hubblesite.org

Prendiamo ad esempio la fisica, la chimica o la biologia. Lì è tutto chiaro. L'oggetto della ricerca di queste scienze può essere "toccato" - se non direttamente tenuto in mano, almeno sottoposto a una ricerca completa in contesti sperimentali. Ma come possono gli astronomi affermare con la stessa sicurezza, ad esempio: “In un sistema binario, a 6mila anni luce da noi, la materia viene strappata da una stella rossa, si attorciglia in un disco sottile e si accumula sulla superficie di una nana bianca, ” presentando come prova una fotografia, sulla quale non è visibile né una stella rossa, né una nana, tanto meno un disco, ma c'è solo un punto luminoso circondato da molti altri simili, forse non così luminosi? Questa fiducia non è una conseguenza di un’autostima gonfiata. Deriva dalla capacità di collegare miriadi di fatti osservativi disparati in un'unica immagine dell'Universo, interconnessa e internamente coerente, prevedendo con successo la scoperta di nuovi fenomeni.

Alla base della nostra conoscenza dell'Universo c'è la convinzione che tutto esso (o almeno tutta la sua parte visibile) è governato dalle stesse leggi fisiche che abbiamo scoperto sulla Terra. Questa idea non è nata dal nulla. Non si può nemmeno dire che le leggi fisiche siano state scoperte prima sulla Terra e poi abbiano trovato conferma nello Spazio. I fisici non hanno mai considerato il nostro pianeta isolato dal resto dell’Universo. La legge della gravitazione universale fu derivata da Newton dalle osservazioni della Luna, e il suo primo “trionfo” fu il calcolo dell’orbita della cometa di Halley. L'elio è stato scoperto prima sul Sole e solo poi sulla Terra.

Dalle onde radio ai raggi gamma

L'idea dell'unità delle leggi fisiche ci consente di fare un presupposto molto importante. Non penetriamo, ad esempio, nelle viscere di una stella o nel nucleo di una galassia per vedere direttamente i processi che vi si verificano. Ma possiamo dedurre logicamente questi processi osservando il risultato che producono. Nella stragrande maggioranza dei casi il risultato è luce, o meglio radiazione elettromagnetica in una gamma di frequenze molto ampia, che noi registriamo direttamente. Tutto il resto - tranne la radiazione - è un prodotto dell'interpretazione teorica delle osservazioni, la cui essenza è contenuta per gli astronomi nella semplice formula "O - C", cioè "osservabile" ( o osservato) meno "calcolato" ( C amputato). Per comprendere la natura di un oggetto è necessario costruirlo modello, cioè una descrizione fisica e matematica dei processi che si verificano in esso, quindi, utilizzando questo modello, calcola quale tipo di radiazione dovrebbe essere generata in questo oggetto. Successivamente, resta da confrontare le previsioni del modello con i risultati dell'osservazione e, se il confronto non risulta del tutto convincente, modificare i parametri del modello esistente o crearne uno nuovo e più efficace.

C'è qualcosa con cui confrontarsi, perché la luce trasporta una quantità colossale di informazioni. Anche una rapida occhiata alle stelle è sufficiente per notare che differiscono nel colore. Questa è già un'informazione molto importante, poiché il colore dipende dalla temperatura. In altre parole, semplicemente guardando le stelle ad occhio nudo e assumendo che siano soggette alle leggi della radiazione a noi note (ad esempio, la legge dello spostamento di Wien), possiamo già dire che le superfici delle stelle hanno temperature diverse - da due a tremila gradi (stelle rosse) fino a decine di migliaia di gradi (stelle bianche e azzurre).

Colore e temperatura Il tipo più semplice di radiazione è termico- cioè radiazioni associate alla temperatura corporea. La radiazione termica riscalda i palmi ghiacciati di un viaggiatore stanco che ha acceso un piccolo fuoco sul ciglio della strada; le lampadine a incandescenza illuminano le nostre case con radiazioni termiche; È la radiazione termica che trasporta l’energia solare sulla Terra per miliardi di anni. Formalmente, un corpo riscaldato emette sull'intera gamma di lunghezze d'onda (o frequenze), ma esiste una certa lunghezza d'onda alla quale si verifica la massima energia emessa. Per una sorgente di radiazione con le proprietà più semplici possibili, che in fisica viene chiamata corpo nero, questa lunghezza d'onda è inversamente proporzionale alla temperatura: λ = 0,29/T, dove la lunghezza d'onda è espressa in centimetri e la temperatura in Kelvin. Questo rapporto è chiamato Legge di spostamento di Wien. Visivamente, è questa lunghezza d'onda (ovviamente, in combinazione con la curva di sensibilità spettrale dell'occhio) che determina il colore visibile del corpo riscaldato. Negli spettri delle stelle, la distribuzione dell'energia della radiazione sulle lunghezze d'onda è leggermente diversa da quella del "corpo nero", ma la connessione tra "colore" e temperatura rimane la stessa. La parola "colore" è qui racchiusa tra virgolette, perché invece di una descrizione soggettiva (rosso, giallo, blu, ecc.), l'astronomia utilizza caratteristiche numeriche meno pittoresche, ma molto più chiare: i cosiddetti indici di colore.

Certo, in realtà tutto è più complicato, poiché non sempre la radiazione di un corpo è associata al fatto che esso abbia una certa temperatura. In altre parole, potrebbe averlo fatto non termico natura, come il sincrotrone o il maser. Tuttavia, ciò può essere facilmente stabilito determinando non solo il “colore”, cioè la frequenza alla quale si verifica la massima radiazione, ma anche l’intera forma dello spettro, cioè la distribuzione dell’energia emessa attraverso le frequenze. Le moderne attrezzature consentono di registrare le radiazioni in un'ampia gamma di frequenze, dalla gamma alle onde radio.

Sebbene la forma generale dello spettro di una stella o di un altro oggetto dica già molto (ad esempio, sulla natura della radiazione - se è termica o meno, e se termica, a quale temperatura corrisponde), lo spettro contiene anche un vettore di informazioni molto più capiente: le linee. In determinate condizioni, una sostanza emette (se emette se stessa) o assorbe (se è illuminata da un'altra fonte) luce solo a determinate frequenze. Un insieme specifico di frequenze dipende dalla distribuzione individuale dei livelli energetici di atomi, ioni o molecole di una sostanza, il che significa che, in base alla presenza di una particolare linea spettrale, si può concludere che questi atomi e molecole sono presenti nell'emettitore o sostanza assorbente. Dall'intensità della linea, dalla sua forma, polarizzazione, nonché dal rapporto tra le intensità delle diverse linee dello stesso atomo o molecola, si può determinare il contenuto di un dato elemento nell'atmosfera stellare, il grado di ionizzazione , la densità della sostanza, la sua temperatura, l'intensità del campo magnetico e l'accelerazione di gravità. Se una sostanza si muove, il suo spettro, comprese le linee, si sposta complessivamente a causa dell'effetto Doppler: sul lato blu della. spettro se la sostanza si avvicina a noi, verso il rosso se la sostanza si allontana. Ciò significa che dallo spostamento delle linee rispetto alla “posizione del laboratorio” possiamo trarre conclusioni, ad esempio, sul movimento sia della stella nel suo insieme, se l’intero spettro viene spostato, sia dei singoli strati della sua atmosfera, se le linee formate a diverse profondità vengono spostate in modo diverso.

La prima mappa dello spettro solare fu realizzata all'inizio del XIX secolo dal famoso ottico Joseph Fraunhofer. Assegnò designazioni di lettere alle linee scure più evidenti nello spettro del Sole, alcune delle quali sono ancora utilizzate dagli astronomi oggi ( immagine in alto). Nella seconda metà del XIX secolo divenne chiaro che la posizione delle linee di assorbimento ( buio) nello spettro del Sole coincide con la posizione delle righe di emissione ( leggero) negli spettri di laboratorio di vari elementi chimici. Dal confronto degli spettri qui mostrati si può vedere che le righe di Fraunhofer h, G", F e C appartengono all'idrogeno e la doppia riga D al sodio. Fig. da optics.ifmo.ru

Nello spettro di una stella come il Sole, il numero di linee spettrali (in questo caso, linee di assorbimento) si misura in molte migliaia, quindi si può dire senza esagerare che sappiamo quasi tutto delle atmosfere stellari (dove si trova la materia che si manifesta sotto forma di linee). Quasi, perché la teoria stessa della formazione degli spettri è imperfetta, sebbene continui a essere continuamente migliorata. In ogni caso, la radiazione delle stelle trasporta un'enorme quantità di informazioni che devi solo essere in grado di decifrare. Non per niente nei testi più diffusi si paragonano gli spettri alle impronte digitali.

Brucia, brucia, stella mia

Ma l'atmosfera è solo una piccola frazione della materia della stella. Cosa possiamo dire delle sue profondità? Dopotutto, puoi guardare lì solo teoricamente, armato di leggi fisiche. (Tuttavia, ora gli astronomi stanno padroneggiando attivamente i metodi della sismologia, utilizzando il "jitter" delle linee spettrali per studiare le caratteristiche della propagazione delle onde sonore nelle viscere delle stelle e ripristinando così la loro struttura interna.) Conoscere la temperatura e la densità su la superficie di una stella (ad esempio il Sole), e anche supponendo che la sua stessa gravità sia bilanciata dalla pressione termica e luminosa (altrimenti la stella si espanderebbe o si contrarrebbe), si può calcolare la variazione di temperatura e densità con la profondità, raggiungendo il centro stesso della stella e allo stesso tempo cercare di rispondere alla domanda su cosa fa brillare esattamente il Sole e le altre stelle.

I movimenti convettivi nelle regioni vicine alla superficie del Sole generano onde sonore che penetrano in profondità nella stella, la perforano, vengono riflesse dalla superficie e si tuffano nuovamente all'interno (vedi figura a sinistra). Questo processo si ripete molte volte, per cui ogni sezione della superficie solare sembra “respirare” o vibrare. La figura a destra mostra uno dei modi di oscillazione sismologica della superficie solare (le aree blu salgono, le aree rosse diminuiscono). Secondo le misurazioni dell'Osservatorio solare spaziale SOHO, la frequenza di oscillazione in questa modalità è di circa 3 millihertz. © GONG (Gruppo Global Oscillation Network). Immagini da gong.nso.edu

Uno studio della storia della Terra ha dimostrato che la produzione di energia del Sole è rimasta pressoché invariata per diversi miliardi di anni. Ciò significa che la fonte proposta di energia solare (stellare) deve essere molto “di lunga durata”. Attualmente è nota solo un'opzione adatta: si tratta di una catena di reazioni termonucleari, a partire dalla reazione di conversione dell'idrogeno in elio. Supponendo che questo costituisca la base dell'energia stellare, è possibile costruire modelli teorici dell'evoluzione di stelle di varie masse - tracce evolutive che consentono di descrivere i cambiamenti nei parametri esterni di una stella (la sua luminosità e superficie temperatura) a seconda dei processi che avvengono al suo interno. Naturalmente siamo privati ​​dell'opportunità di osservare una stella per tutta la sua vita. Ma negli ammassi stellari possiamo osservare come appaiono stelle di masse diverse, ma approssimativamente della stessa età.

Distanze ed età La determinazione delle distanze in astronomia è, di regola, una procedura in più fasi, quindi il sistema di "standard di lunghezza" astronomici è talvolta chiamato figurativamente "scala delle distanze". Si basa sulla determinazione delle distanze nel Sistema Solare, la cui precisione, grazie ai metodi radar, in alcuni casi ha già raggiunto valori millimetrici. Da queste misurazioni si ricava il valore del principale standard astronomico di lunghezza, che senza fronzoli particolari viene chiamato “ unità astronomica" Un'unità astronomica è la distanza media dalla Terra al Sole ed è di circa 149,6 milioni di km. Il passo successivo nella “scala delle distanze” è il metodo delle parallassi trigonometriche. Il movimento orbitale della Terra fa sì che durante tutto l'anno ci troviamo da un lato del Sole, poi dall'altro, e di conseguenza guardiamo le stelle da angolazioni leggermente diverse. Nel cielo terrestre, ciò assomiglia alle oscillazioni di una stella attorno a una certa posizione media: la cosiddetta parallasse annuale. Più la stella è lontana, minore è la gamma di queste oscillazioni. Dopo aver determinato quanto cambia la posizione apparente di una stella a causa del suo movimento annuale, puoi determinarne la distanza utilizzando le normali formule geometriche. In altre parole, la distanza determinata dalla parallasse non è gravata da ulteriori presupposti e la sua precisione è limitata solo dalla precisione della misurazione dell'angolo di parallasse. Un'altra unità di misura delle distanze astronomiche è associata al metodo della parallasse: parsec. Un parsec è la distanza dalla quale è visibile il raggio dell'orbita terrestre con un angolo di un secondo. Il problema è che anche per le stelle più vicine l'angolo parallattico è molto piccolo. Ad esempio, per α Centauri equivale a soli tre quarti di secondo d'arco. Pertanto, con l'aiuto anche dei più moderni strumenti goniometrici, è possibile determinare la distanza di stelle che distano da noi non più di qualche centinaio di parsec. Per fare un confronto, la distanza dal centro della Galassia è di 8-10 mila parsec. Sul gradino successivo della scala ci sono le distanze “fotometriche”, che sono distanze basate sulla misurazione della quantità di luce proveniente da una sorgente di radiazioni. Più è lontano da noi, più si attenua. Pertanto, se noi in qualche modo Se è possibile determinare la sua vera luminosità, confrontandola con la luminosità apparente, stimeremo la distanza dall'oggetto. Su distanze relativamente brevi sono rimasti fuori concorrenza dall’inizio del XX secolo. Cefeidi- un tipo speciale di stelle variabili la cui vera luminosità è legata da un semplice rapporto al loro periodo. A distanze maggiori, supernovae del tipo Ia. Le osservazioni indicano che alla massima luminosità la loro vera luminosità è sempre approssimativamente la stessa. Infine, alle distanze maggiori l'unica indicazione della distanza dall'oggetto è così lontano La legge di Hubble- una proporzionalità diretta tra la distanza e lo spostamento delle linee verso la regione rossa dello spettro, scoperta da un astronomo americano. È importante notare che al di fuori del sistema solare l'unico diretto Il metodo per determinare le distanze è il metodo della parallasse. Tutti gli altri metodi si basano in un modo o nell'altro su vari presupposti. Con l’età la situazione è molto meno certa. Tanto meno che non è sempre chiaro cosa chiamare esattamente età. All'interno del Sistema Solare, oltre ai metodi geologici convenzionali, per stimare l'età delle superfici dei corpi celesti, ad esempio, viene utilizzato il grado della loro copertura con crateri meteoritici (a condizione che sia nota la frequenza media degli impatti dei meteoriti). Il colore della superficie di un asteroide cambia gradualmente sotto l'influenza dei raggi cosmici (un fenomeno chiamato "erosione cosmica"), quindi la sua età può essere stimata approssimativamente in base al colore. L'età del raffreddamento degli oggetti cosmici privi di fonti di energia - nane brune e bianche - è stimata dalla loro temperatura. Le stime dell'età delle pulsar si basano sulla velocità con cui i loro periodi rallentano. È possibile determinare approssimativamente l'età del guscio in espansione di una supernova se è possibile misurarne le dimensioni e la velocità di espansione. Le cose vanno meglio con l’età delle stelle. È vero che trascorre gran parte della vita della stella nella fase di combustione centrale dell’idrogeno, quando le si verificano pochissimi cambiamenti esterni. Pertanto, guardando, ad esempio, una stella come il Sole, è difficile dire se si sia formata 1 miliardo di anni fa o 5 miliardi di anni fa. La situazione diventa più semplice se riusciamo a osservare un gruppo di stelle approssimativamente della stessa età, ma di masse diverse. Gli ammassi stellari ci offrono questa opportunità. (Le stelle in essi contenute, ovviamente, non si formano esattamente nello stesso momento, ma nella maggior parte dei casi la differenza di età delle singole stelle è inferiore all'età media dell'ammasso.) La teoria dell'evoluzione stellare prevede che stelle di diversa estrazione le masse si evolvono in modo diverso: quanto più massiccia è la stella, tanto più velocemente termina la sua vita Star Trek". Pertanto, più vecchio è l'ammasso, più bassa è la barra della massa massima delle stelle che lo abitano. Ad esempio, nel giovanissimo ammasso stellare di Arches, situato vicino al centro della Galassia, ci sono stelle con masse pari a decine di masse solari. Tali stelle vivono non più di qualche milione di anni, il che significa che questa è l'età massima di questo ammasso. Ma negli ammassi globulari le stelle più pesanti hanno una massa non superiore a 2 masse solari. Ciò suggerisce che l’età degli ammassi globulari sia misurata in miliardi di anni.

I modelli teorici dell'evoluzione stellare prevedono che stelle di massa diversa strutturano la loro vita in modo diverso: le stelle massicce bruciano rapidamente le loro grandi riserve di carburante, vivendo brillantemente ma per breve tempo. Le stelle di piccola massa, al contrario, si usano con molta parsimonia, sfruttando la loro modesta quantità di idrogeno per miliardi di anni. In altre parole, la teoria prevede che più un ammasso stellare è vecchio, meno stelle massicce conterrà. Questa è esattamente l’immagine che ci danno le nostre osservazioni. Negli ammassi stellari giovani (con età dell'ordine di diversi milioni di anni), a volte si trovano stelle con masse di diverse decine di masse solari; negli ammassi di media età (decine e centinaia di milioni di anni), il limite superiore delle masse stellari scende a dieci masse solari; infine, negli ammassi più antichi praticamente non vediamo stelle più massicce del Sole.

Naturalmente, si può obiettare che usiamo per confermare la teoria dell'evoluzione stellare l'età degli ammassi stellari determinata utilizzando proprio questa teoria. Ma la correttezza della determinazione dell'età dei cluster è confermata da altri fatti. Ad esempio, gli ammassi che sembrano essere i più giovani dal punto di vista della teoria dell'evoluzione stellare sono quasi sempre circondati dai resti della nube molecolare da cui si sono formati. Gli ammassi più antichi - quelli globulari - sono vecchi non solo dal punto di vista della teoria dell'evoluzione stellare, ma sono anche molto poveri di elementi pesanti (rispetto al Sole), il che è del tutto coerente con la loro veneranda età. In quell'epoca lontana in cui nacquero, gli elementi pesanti della Galassia non avevano ancora avuto il tempo di essere sintetizzati in grandi quantità.

Gli ammassi stellari che popolano il disco galattico sono chiamati aperti dagli astronomi. Le stelle in essi incluse (di solito non più di diverse centinaia) sono abbastanza sparse nello spazio, tanto che a volte è persino difficile distinguere un vero ammasso da un raggruppamento casuale di stelle nel cielo. Questi cluster sono per lo più molto giovani. A volte è ancora possibile osservare i resti del materiale da cui si sono formate le stelle dell'ammasso. Nella foto a sinistra mostra uno dei più famosi cluster aperti- NGC 346 nel satellite della nostra Galassia, la Piccola Nube di Magellano (distante 210.000 anni luce da noi) nella costellazione del Tucana. L'immagine è stata scattata utilizzando il telescopio spaziale. Hubble nel luglio 2004 (© NASA, ESA e A.Nota, STScI/ESA). Sulla destra vediamo una famiglia stellare completamente diversa - ammasso globulare M15 nella costellazione di Pegaso, a 40.000 anni luce dalla Terra (© NASA e STScI/AURA). Le stelle degli ammassi globulari sono molto antiche (vedi il riquadro “Distanze ed Età”) e hanno massa ridotta, ma sono molto numerose. Se un tipico ammasso aperto include centinaia di stelle, in un ammasso globulare il loro numero può arrivare a milioni - e questo con dimensioni comparabili! L'habitat degli ammassi globulari non si limita al disco: formano una sorta di nuvola a simmetria sferica attorno alla nostra Galassia con un raggio di decine di migliaia di parsec. (Immagini da hubblesite.org)

È vero, la sintesi degli elementi pesanti è anche una previsione della teoria dell'evoluzione stellare! Ma ciò è confermato anche da osservazioni indipendenti: utilizzando la spettroscopia, abbiamo accumulato molti dati sulla composizione chimica delle stelle, e la teoria dell'evoluzione stellare spiega perfettamente questi dati non solo dal punto di vista del contenuto di elementi specifici, ma anche dal punto di vista della loro composizione isotopica.

In generale, probabilmente possiamo concludere la conversazione sulla teoria dell'evoluzione stellare in questo modo. È improbabile trovare una previsione specifica che possa confermare qualche aspetto della teoria. Piuttosto, abbiamo a nostra disposizione un quadro teorico complesso della vita di stelle di varie masse e composizioni chimiche, a partire dai primi stadi evolutivi, quando le reazioni termonucleari nella stella sono appena iniziate, fino agli ultimi stadi dell'evoluzione, quando le stelle massicce esplodono. come le supernove, e le stelle di piccola massa perdono i loro gusci, esponendo nuclei caldi e compatti. Ha permesso di fare innumerevoli previsioni teoriche che sono in ottimo accordo con un quadro osservativo molto complesso contenente dati su temperature, masse, luminosità, composizioni chimiche e distribuzioni spaziali di miliardi di stelle di vario tipo - dalle brillanti giganti blu alle bianche nani.

Nascita delle stelle e dei pianeti

La teoria dell'evoluzione stellare ha raggiunto livelli così impressionanti per un motivo. Le stelle sono luminose, compatte, numerose e quindi facili da osservare. Sfortunatamente, l'Universo non condivide le informazioni così volentieri in ogni cosa. L'immagine dell'Universo diventa significativamente più vaga e frammentata quando ci spostiamo, ad esempio, dalle stelle al mezzo interstellare, il gas e la polvere che riempiono la maggior parte dello spazio nelle galassie a disco come la Via Lattea. L'emissione della materia interstellare è molto debole, perché la materia è molto rarefatta o molto fredda. Osservarla è molto più difficile della radiazione delle stelle, ma è comunque anche molto istruttiva. È solo che gli strumenti che consentono agli astronomi di studiare in dettaglio il mezzo interstellare sono apparsi a disposizione degli astronomi solo di recente, letteralmente negli ultimi 10-20 anni, quindi non sorprende che ci siano ancora molti "punti vuoti" in quest'area .

Uno dei "punti" più significativi è collegato, stranamente, anche alle stelle: non sappiamo ancora da dove provengano. Più precisamente, abbiamo un'idea generale della formazione stellare, ma non così chiara come la successiva evoluzione delle stelle. Possiamo affermare con sicurezza che le stelle si formano nelle nubi molecolari a seguito della compressione delle condensazioni di gas e polvere. Dalle osservazioni sappiamo che, in primo luogo, le giovani stelle si trovano sempre nel gas molecolare e, in secondo luogo, accanto alle giovani stelle "già pronte", le cosiddette nuclei prestellari - densi grumi di gas e polvere, i cui spettri indicano chiaramente che questi grumi sono compressi. Tuttavia, non possiamo ancora dire come appaiono questi coaguli e perché iniziano a ridursi. Più precisamente, esistono due versioni principali della formazione stellare. Secondo uno di essi, le nubi molecolari non vengono compresse da un campo magnetico (esiste effettivamente un campo magnetico nelle nubi molecolari) e i nuclei prestellari compaiono dove il supporto del campo magnetico si indebolisce per qualche motivo. Secondo un’altra versione, la forza trainante della formazione stellare è la turbolenza osservata nelle nubi: i nuclei prestellari si formano dove flussi caotici di materia si scontrano casualmente. Tuttavia, il volume dei dati osservativi è ancora troppo piccolo per dare con sicurezza la preferenza a uno di questi meccanismi (o proporne un terzo, un quarto...).

Le cose vanno un po' meglio con la teoria della formazione dei pianeti: secondo le idee moderne, si formano in dischi di gas e polvere di giovani stelle. Ancora una volta, nessuno ha visto direttamente la formazione dei pianeti al loro interno, ma questi dischi stessi sono stati osservati in gran numero. Grazie a ciò, è stata ottenuta una prova indiretta che i granelli di polvere nei dischi giovani in un certo stadio evolutivo iniziano a restare uniti, aumentando gradualmente di dimensioni: in questa fase la forma dello spettro nella gamma degli infrarossi dei dischi cambia. Alcuni dischi "protoplanetari" presentano dettagli strutturali anomali - piegature e "buchi". può essere causati dalla gravità dei pianeti già formati in essi.

Questa immagine del disco della giovane stella β Pictoris è stata scattata utilizzando il telescopio spaziale della NASA. Hubble nel 2003. Si vede che oltre al disco principale, il sistema ne ha anche uno secondario, inclinato rispetto a quello principale di 4-5°. Gli astronomi considerano questo disco secondario una prova indiretta dell’esistenza di un pianeta nel sistema β Pictoris, la cui gravità ha interrotto il normale flusso di materia nel disco principale e ha portato alla sua “biforcazione”. © NASA, ESA, ACS Science Team, D. Golimowski (Johns Hopkins University), D. Ardila (IPAC), J. Krist (JPL), M. Clampin (GSFC), H. Ford (JHU) e G. Illingworth (UCO/Leccata)

Altri mondi e terre

Uno degli argomenti più scottanti in astronomia oggi sono i pianeti extrasolari, il primo dei quali è stato scoperto nel 1995. Il metodo principale per rilevarli - il metodo della velocità radiale - si basa sull'effetto Doppler: il pianeta, con la sua gravità, costringe la stella a descrivere una piccola ellisse attorno al centro di massa del sistema. Se l'orbita del pianeta non è strettamente perpendicolare alla linea di vista, per metà del suo periodo la stella si avvicina all'osservatore, e per metà del periodo si allontana da lui. Di conseguenza, le linee nello spettro della stella si “spostano” leggermente, a destra o a sinistra, rispetto alla posizione media. A rigor di termini, tali fluttuazioni indicano la presenza di un satellite, ma non ci permettono di affermare con sicurezza che si tratta di un pianeta, e non di una nana bruna o di una stella di massa molto bassa (se fosse una stella "normale", sarebbe essere semplicemente visibile). La “maledizione del seno” incombe su tali osservazioni. io", Dove io- l'angolo tra il piano dell'orbita del pianeta e il piano del cielo. Dall'ampiezza delle oscillazioni delle righe spettrali non è la massa a essere determinata, ma il suo prodotto per peccato io. Il significato di questa moltiplicazione è semplice: se l’orbita si trova esattamente nel piano del cielo, non vedremo alcuna fluttuazione nello spettro, anche se il satellite della stella è molto massiccio. Pertanto, vengono ancora espressi dubbi sul metodo della velocità radiale. In primo luogo, il corpo scoperto con il suo aiuto potrebbe non essere un pianeta e, in secondo luogo, le fluttuazioni delle velocità radiali, in generale, possono essere associate ai movimenti nell'atmosfera della stella...

Nella stragrande maggioranza dei casi, l’unica prova dell’esistenza di un pianeta sono le fluttuazioni regolari della velocità radiale della stella “genitrice”. In molti casi, sono integrati da fluttuazioni regolari e sincronizzate nella velocità radiale della diminuzione della luminosità delle stelle: eclissi. Solo in un paio di casi non confermati il ​​pianeta è stato osservato come un punto luminoso accanto ad una stella. Pertanto, tenete presente che se in una notizia astronomica vi imbattete in un'immagine colorata di un pianeta vicino a un'altra stella, questa è sempre l'immaginazione dell'artista... (La figura mostra un gigante gassoso ( grande immagine blu in alto), in orbita attorno alla nana bianca e pulsar millisecondo B1620-26 ( due punti luminosi nella parte inferiore dell'immagine) nell'ammasso globulare M4. Gli astronomi sospettano che si tratti di un pianeta perché la sua massa è troppo piccola per una stella o una nana bruna.) Grafico: NASA e G.Bacon (STScI)

Un'altra cosa è se il piano dell'orbita del pianeta è quasi perpendicolare al piano del cielo, cioè quasi parallelo alla linea di vista. In questo caso, possiamo aspettarci di vedere il pianeta eclissare la stella. E dal 1999 tali eclissi sono state effettivamente osservate! Finora, però, si conoscono solo pochi esempi di pianeti extrasolari, i cui parametri sono stati determinati contemporaneamente sia mediante eclissi che con il metodo della velocità radiale. Le eclissi in questi sistemi si verificano esattamente quando il metodo della velocità radiale le prevede, dando speranza che nella maggior parte dei casi le fluttuazioni delle linee “planetarie” negli spettri delle stelle siano effettivamente associate ai pianeti.

A proposito, poiché in un sistema così eclissante l'angolo io circa pari a 90°, e sin io, di conseguenza, è vicino all'unità, allora la massa minima del pianeta determinata con il metodo della velocità radiale è vicina alla sua massa reale. Pertanto, in questo caso, possiamo distinguere con sicurezza il pianeta da una nana bruna.

Vedere l'invisibile

Parlando dell'invisibile, ovviamente, è impossibile non parlare degli oggetti astronomici più intriganti. Il concetto di buchi neri - oggetti con una gravità così potente che nemmeno la luce non può sfuggire da essi - è apparso nella scienza nel XVIII secolo grazie all'inglese John Michell e al francese Pierre Laplace. All'inizio del XX secolo, lo scienziato tedesco Karl Schwarzschild diede validità matematica a questa idea, deducendo i buchi neri come conseguenza della teoria generale della relatività. In altre parole, i buchi neri sono stati previsti teoricamente molto prima che fosse possibile pensare di trovare prove della loro effettiva esistenza in natura. E come parlare di ritrovamento di oggetti impossibili da vedere non semplicemente per la momentanea imperfezione delle attrezzature, ma per definizione? È del tutto naturale che l'argomento principale a favore della chiamata buco nero di un certo oggetto massiccio fosse la sua invisibilità. Il primo candidato buco nero all'inizio degli anni '70 era il compagno invisibile del sistema binario Cygnus X-1. Ha una massa superiore a 5 masse solari, ma tutti i tentativi di rilevare la propria radiazione non hanno avuto successo. La sua presenza è segnalata solo dall'effetto gravitazionale che ha sulla materia della componente visibile. A quanto pare, è molto difficile da inventare un altro un'entità fisica che avrebbe una massa così grande e tuttavia rimarrebbe invisibile.

Negli ultimi anni sono state ottenute prove ancora più convincenti della realtà dei buchi neri per il nucleo della nostra Galassia. Inoltre, non deriva da teorie complesse, no, ma dalla meccanica celeste ordinaria, che descrive il movimento del satellite attorno al corpo principale. Negli ultimi dieci anni gli scienziati hanno monitorato il movimento di diverse stelle nelle immediate vicinanze del centro geometrico della Galassia. L'orbita di una di queste stelle è disegnata quasi completamente: ruota attorno al centro in un'ellisse allungata, come se si trovasse nel campo gravitazionale di un oggetto con una massa di diversi milioni di masse solari. Il raggio dell'oggetto non supera diverse decine di unità astronomiche: questa è la dimensione dell'orbita di questa stella. Naturalmente, qualsiasi oggetto gravitante non può che essere più piccolo dell'orbita del suo satellite. Immagina: milioni di masse solari di materia racchiuse nelle dimensioni del sistema solare e tuttavia rimangono invisibili! Qui dobbiamo ricordare un altro grande principio scientifico: il cosiddetto rasoio di Occam: non è necessario moltiplicare inutilmente le entità, privilegiando la più semplice di tutte le spiegazioni. Il buco nero, per quanto esotico possa sembrare, rimane ancora oggi il più semplice soluzione a questo enigma. Anche se questo, ovviamente, non garantisce che in futuro non si trovi una soluzione ancora più semplice.

Orbite di stelle nel nucleo della nostra Galassia. La lunghezza della freccia a doppia punta nell'angolo in alto a destra è di circa 1600 unità astronomiche. Questa mappa è stata costruita da Andrea Ghez e dai suoi colleghi dell'Università della California a Los Angeles sulla base di osservazioni a lungo termine effettuate al Telescopio. Keck). L'asterisco segna il luogo in cui dovrebbe trovarsi il corpo, la cui gravità fa muovere le stelle lungo queste traiettorie. Le leggi della meccanica celeste permettono di determinare che la massa di questo corpo è di diversi milioni di masse solari. Particolarmente interessanti sono le orbite delle stelle S0-2 e S0-16, che si avvicinano al corpo invisibile a una distanza di poche decine di unità astronomiche, imponendo così una gravissima limitazione alle sue dimensioni. Riso. da www.astro.ucla.edu

In linea di principio, quanto sopra vale anche per i quasar: sorgenti di radiazione insolitamente luminose e molto compatte, la cui luminosità incredibilmente elevata è spiegata dal rilascio di energia durante l'accrescimento (caduta) della materia su un buco nero. La materia non cade direttamente sul buco, ma gli vortica attorno, formando un sottile disco di accrescimento. Ciò è dovuto al fatto che in un sistema rotante, la gravità (dell’oggetto centrale o dell’intero sistema) nella direzione perpendicolare all’asse di rotazione è bilanciata dalla forza centrifuga, quindi la compressione avviene solo parallelamente all’asse di rotazione, “ appiattire” il sistema in una frittella piatta.

Il movimento del gas in un disco è descritto dalle leggi di Keplero (pertanto tali dischi sono talvolta chiamati “kepleriani”). Sebbene il nome di Keplero sia solitamente associato alla congettura secondo cui i pianeti del sistema solare ruotano attorno al Sole su ellissi, le leggi di Keplero sono ugualmente applicabili al movimento circolare (che è un caso speciale di ellisse).

Una delle manifestazioni delle leggi di Keplero in relazione ai dischi è che gli strati a diverse distanze dal centro si muovono a velocità diverse e, di conseguenza, "sfregano" l'uno contro l'altro, convertendo l'energia cinetica del movimento orbitale in energia termica e poi in energia delle radiazioni. Questa spiegazione potrebbe non essere l’unica, ma oggi è la più semplice. Alla fine, se ignoriamo la portata del fenomeno, la fonte del riscaldamento (e del bagliore) della materia nel modello di accrescimento è l’attrito: quanto è più semplice? L'energia mostruosa dei quasar richiede che l'oggetto su cui “cade” la materia sia molto massiccio e geometricamente piccolo (minore è il raggio interno del disco, maggiore è l'energia rilasciata in esso). Nel nucleo della galassia attiva NGC 4258 è stato possibile osservare direttamente il disco “kepleriano”, cioè non solo discernere una struttura gassosa molto piatta, ma misurare la velocità di movimento della materia in esso e dimostrare che questa è proprio il disco che ruota “secondo Keplero”. I quasar si trovano nei centri delle galassie, cioè esattamente dove sono stati scoperti oggetti molto simili ai buchi neri nella nostra e in altre galassie... È logico supporre che anche gli oggetti compatti massicci nei quasar siano buchi neri.

Un'altra cosa invisibile cosmica è la materia oscura, cioè la materia che si manifesta nella gravità, ma non nella radiazione. L'idea della sua esistenza è stata espressa dall'astronomo Fritz Zwicky. Ha attirato l'attenzione sul fatto che le velocità delle galassie negli ammassi sono troppo elevate per essere spiegate solo dalla gravità della materia visibile. Negli ammassi di galassie dovrebbe esserci qualcos'altro, invisibile, ma dotato di un campo gravitazionale. Successivamente furono scoperte anomalie simili nel movimento delle stelle all'interno delle galassie. L'ipotesi della materia oscura è criticata sulla base del fatto che sembra violare la stessa regola di Ockham: avendo scoperto ambiguità nei movimenti delle stelle e delle galassie, gli astronomi non le hanno spiegate dal punto di vista delle teorie esistenti, ma hanno immediatamente introdotto una nuova entità: la materia oscura. questione. Ma questa critica, a mio avviso, è ingiusta. Innanzitutto, la “materia oscura” non è un’entità in sé. Questa è semplicemente una constatazione del fatto che il movimento delle stelle nelle galassie e delle galassie negli ammassi non è descritto solo dalla gravità della materia visibile. In secondo luogo, non è così facile spiegare questa gravitazione con entità esistenti.

In generale, qualsiasi oggetto massiccio invisibile (con l'aiuto dei moderni mezzi di osservazione) è adatto al ruolo di materia oscura. Ad esempio, le nane brune che riempiono lo spazio o le cosiddette nane “nere”, cioè le nane bianche raffreddate, fredde e quindi invisibili, potrebbero facilmente passare per materia oscura. Tuttavia, questi oggetti presentano un grosso inconveniente: possono essere usati per descrivere la materia oscura, ma non possono essere inseriti in modo indolore nel quadro moderno dell’Universo. Una nana bianca non contiene solo pochi decimi della massa solare di materia invisibile, ma anche una discreta quantità di carbonio e azoto sintetizzati dalla stella che è stata l'antenata di questa nana bianca. Se assumiamo che lo spazio sia pieno di nane bianche raffreddate, risponderemo alla domanda sulla natura della materia oscura, ma saremo costretti a impegnarci in una difficile ricerca per una risposta a un'altra domanda: dove sono stati espulsi gli atomi C e N da queste nane, quali sarebbero dovute comparire nella composizione chimica delle stelle delle prossime generazioni? Inoltre, sia le nane bianche che quelle brune hanno un altro svantaggio comune: non si formano da sole. Insieme a loro dovrebbero essersi formate stelle più massicce in discrete quantità. Queste stelle, esplodendo alla fine della loro vita come supernovae, disperderebbero semplicemente la galassia nello spazio circostante. È così che risulta che le particelle elementari sconosciute alla scienza risultano non esotiche, ma le candidate più facilmente spiegabili per il ruolo della materia oscura. Tuttavia, continuano i tentativi di spiegare il movimento anomalo delle stelle con oggetti "ordinari" invisibili.

Anche la "materialità" della materia oscura è controversa. Attualmente viene pubblicato molto lavoro sulla teoria della dinamica newtoniana modificata MOND. Secondo esso, durante i movimenti con accelerazioni molto basse, è necessario introdurre correzioni nelle formule della gravità newtoniana. La mancata considerazione di queste correzioni porta all’illusione di una massa aggiuntiva.

Tocca con le mani

L'affermazione secondo cui gli astronomi non possono toccare gli oggetti che studiano non è sempre vera. Almeno all’interno del Sistema Solare possiamo non solo fotografare qualcosa nel dettaglio, ma anche “toccarlo” (almeno attraverso macchine automatiche). Non sorprende, quindi, che la sua struttura ci sia nota abbastanza bene. È improbabile che qualcuno possa contestare il fatto che la Terra gira attorno al Sole e che insieme ad essa ruotano attorno al Sole anche moltissimi corpi diversi. Comprendiamo le forze sotto le quali si muovono questi corpi e siamo in grado di prevederne il movimento. In realtà, è stato lo studio del movimento dei corpi celesti che ha portato all'emergere del ramo più preciso dell'astronomia: la meccanica celeste.

Ricordiamo almeno la storia della scoperta del primo asteroide: Cerere. L'astronomo italiano G. Piazzi lo scoprì la prima notte del XIX secolo e lo perse subito. Tuttavia, la conoscenza della traiettoria lungo la quale dovere Il movimento di Cerere (se le nostre idee sulla struttura del sistema solare sono corrette) ha permesso al matematico tedesco K. Gauss di predire la sua posizione in date future, e un anno dopo la sua scoperta, Cerere fu ritrovato, ed esattamente dove dovrebbe sono stato.

Qui possiamo anche ricordare la storia da manuale della scoperta di Nettuno “sulla punta di una penna”, ma una prova molto migliore della comprensione della struttura celeste-meccanica del Sistema Solare è il suo uso pratico. Al giorno d'oggi, è un raro volo di un veicolo spaziale interplanetario senza la cosiddetta manovra gravitazionale: la traiettoria di volo è strutturata in modo così astuto che in diverse parti di essa il dispositivo viene accelerato dall'attrazione di grandi pianeti. Grazie a questo è possibile risparmiare molto carburante.

In breve, abbiamo una conoscenza molto buona (anche se non perfetta). movimento corpi del sistema solare. La situazione è peggiore quando si tratta di comprendere la loro natura individuale. Non è necessario cercare lontano gli esempi. Canali marziani: che meravigliosa illusione era! Gli astronomi osservativi hanno disegnato mappe della rete di bonifica marziana, gli astrobotanici hanno avanzato ipotesi audaci sul ciclo di vita delle piante marziane, gli scrittori di fantascienza ispirati da loro hanno dipinto immagini di contatto con i marziani (per qualche motivo, uno è più terribile dell'altro). Le prime fotografie del Pianeta Rosso ottenute dalla navicella spaziale hanno dissipato queste fantasie e non si sono nemmeno trasformate in polvere, in fumo. Sarebbe bello se i canali risultassero essere qualcosa di diverso da quello per cui sono stati presi. No, semplicemente erano assenti! Il desiderio ossessivo di vedere qualcosa di “simile” su Marte ha giocato uno scherzo crudele agli osservatori. Ad un esame più attento, il Pianeta Rosso appariva completamente morto.

La nostra comprensione di Marte oggi è radicalmente diversa da quella di circa 50 anni fa. Molte sonde sono volate su Marte, lander lo hanno visitato, compresi i rover, che hanno percorso un numero significativo di chilometri sulla sua superficie. Furono costruite mappe dettagliate di rilievi, temperature, composizione minerale e campo magnetico della superficie di Marte. Possiamo tranquillamente affermare che almeno sappiamo quasi tutto della superficie e dell'atmosfera di Marte. Ciò significa che non c’è spazio per le congetture nell’esplorazione marziana? Oh no!

Il problema è che la fase attiva della vita di Marte è finita da tempo. Nonostante la vicinanza del Pianeta Rosso, vediamo ancora solo il risultato, ma siamo privati ​​dell'opportunità di osservare il processo. Dobbiamo ricorrere alle analogie. Dopotutto, la Terra e Marte non sono poi così diversi l'uno dall'altro. Perché non supporre che morfologie simili su entrambi i pianeti siano state formate da processi simili? Le primissime fotografie della superficie marziana hanno portato ai terrestri non solo la triste notizia dell'assenza di canali. Hanno anche trovato qualcosa di interessante: i letti dei fiumi asciutti. Potrebbe non esserci acqua sul moderno Marte, ma era lì in un lontano passato! Perché cosa, oltre all'acqua corrente, può lasciare tali tracce? A ciò si aggiunge la stratificazione delle rocce di Marte, che somiglia molto alla struttura delle rocce sedimentarie terrestri, e la presenza di minerali che sulla Terra si formano solo in mezzo liquido... In una parola, l'intero corpus di dati su Marte suggerisce che una volta, molto probabilmente molto tempo fa e per un periodo molto breve, su di esso c'erano dei serbatoi. Ma tutti questi dati sono, ovviamente, prove indirette. Ed è qui che si trova la linea oltre la quale il lettore o l'ascoltatore di notizie astronomiche dovrebbe tenere le orecchie aperte. Infatti dal risultato di un'osservazione alla conclusione che ne deriva corre una catena di conclusioni logiche e di ipotesi aggiuntive, che non sempre finiscono nel testo delle notizie popolari (questo però non vale solo per l'astronomia, ma anche per altre scienze).

Questa pendenza di uno dei crateri di Marte è stata fotografata più volte dalla sonda spaziale americana Mars Global Surveyor. L'immagine, scattata nel settembre 2005, mostra chiaramente una traccia fresca di... cosa? Esternamente, sembra che sia stato lasciato dalle acque sotterranee che sono emerse in superficie e si sono immediatamente congelate. Ma è questa l’unica spiegazione possibile? ©NASA

Un altro chiaro esempio è Europa, uno dei satelliti galileiani di Giove. L'analisi spettrale mostra che la superficie di questo satellite è costituita da acqua ghiacciata. Ma la densità media della sostanza di Europa (3 g cm–3) è tre volte superiore alla densità dell’acqua, il che significa che la maggior parte del satellite è costituita da un nucleo roccioso circondato da un guscio d’acqua meno denso. La differenziazione della struttura di Europa, cioè la divisione in un nucleo più refrattario e un guscio a basso punto di fusione, suggerisce che l'interno di questo satellite è stato e potrebbe essere soggetto a un notevole riscaldamento. La fonte di questo riscaldamento è molto probabilmente l'interazione delle maree con Giove e altri satelliti del pianeta gigante.

La luna di Giove, Europa, a differenza della maggior parte dei corpi del Sistema Solare, è abbastanza liscia e quasi completamente priva di crateri meteoritici. La sua superficie, costituita da ghiaccio d'acqua, viene costantemente levigata, conservando solo una fitta rete di fessure poco profonde dai dettagli in rilievo. La mobilità della crosta di Europa suggerisce che sotto di essa sia nascosto del materiale meno solido, ma potrebbe non trattarsi di acqua, ma solo di una massa sciolta e bagnata, simile alla neve sciolta. L'immagine è stata ottenuta utilizzando la Stazione Interplanetaria Galileo (è composta da un'immagine a bassa risoluzione scattata il 28 luglio 1996, durante il primo sorvolo di Giove da parte di Galileo, e da un'immagine ad alta risoluzione scattata il 31 maggio 1998, durante il 15° sorvolo). © NASA/JPL/Università dell'Arizona/Università del Colorado; foto da photojournal.jpl.nasa.gov

La cosa interessante della situazione è che il calore delle maree è sufficiente per mantenere parte del guscio acquoso di Europa allo stato liquido. In altre parole, sotto la crosta di ghiaccio di Europa potrebbe nascondersi un oceano... La struttura della superficie del satellite è coerente con questo. È in costante “ringiovanimento”, come evidenziato dalla quasi completa assenza di crateri meteoritici, e una vasta rete di faglie e crepe indica un'attività tettonica, che può essere associata alla mobilità del ghiaccio solido su un substrato liquido. Acqua liquida, una fonte costante di calore (deformazioni delle maree), disponibilità di composti di carbonio (si trovano quasi ovunque nel Sistema Solare): cos'altro è necessario per l'origine della vita? E ora è pronto un titolo brillante: "Ci sono esseri viventi sul satellite di Giove!" Tuttavia, è ovvio che fino al volo della sonda di ricerca su Europa, la presenza di un oceano sotto il ghiaccio rimarrà un'ipotesi e la possibile esistenza di centri di vita in esso sarà una completa fantasia.

La fine dell’era dell’antropocentrismo Ad alcuni questo può sembrare strano, ma ci sono prove convincenti dell'ubicazione del sistema solare Non al centro dell'Universo furono ottenuti solo all'inizio del XX secolo. L'astronomo americano Harlow Shapley li ha ottenuti mentre studiava la distribuzione spaziale degli ammassi globulari stellari (GC). A quel tempo, si sapeva già che gli ammassi globulari erano sparsi in modo non uniforme nel cielo, concentrati principalmente solo in una metà del cielo. Ma solo Shapley è stato in grado di rivelare la reale portata di questa disuguaglianza. Avendo determinato le distanze degli ammassi globulari dalle osservazioni delle Cefeidi al loro interno (vedi riquadro "Distanze ed età"), stabilì che gli ammassi sono distribuiti nello spazio a simmetria sferica, e il centro di questa distribuzione non solo non coincide con il Sole , ma dista da esso decine di chilometri e migliaia di anni luce! Shapley intuì che il centro del sistema SHZ coincideva con il vero centro della nostra Galassia, ma per molti anni si rifiutò di ammettere che oltre ad essa potessero esistere altre "isole stellari" nell'Universo. Le dimensioni gigantesche della Galassia scioccarono così tanto lo stesso Shapley che semplicemente non riusciva a immaginare che ci fosse spazio per qualcos'altro nell'Universo. Nel frattempo, nel 1924, l'astronomo americano Edwin Hubble, utilizzando l'allora più grande telescopio da 2,5 metri dell'Osservatorio Palomar, per la prima volta, come dicono gli astronomi, “risolse le stelle” della Nebulosa di Andromeda. In altre parole, ha dimostrato che il suo bagliore nebbioso è in realtà generato da miriadi di singole stelle raccolte in un unico sistema simile alla Via Lattea. Pertanto, è stato dimostrato che il Sole non si trova al centro della Galassia, ma alla sua periferia, e la Galassia stessa è solo una delle molte centinaia di miliardi di sistemi stellari.

Si può credere a tutto ciò?

Purtroppo, la lontananza della maggior parte degli oggetti astronomici e la durata significativa della maggior parte dei processi astronomici portano al fatto che le prove in astronomia sono, di regola, indirette. Inoltre, più ci allontaniamo dalla Terra nello spazio e nel tempo, più le prove sono indirette. Sembrerebbe che ci siano tutte le ragioni per diffidare delle dichiarazioni degli astronomi! Ma la forza di queste affermazioni non sta nella “concretezza rafforzata” delle prove, ma nel fatto che queste prove si sommano a un’unica immagine. L'astronomia moderna non è una raccolta di fatti isolati, ma un sistema di conoscenza in cui ogni elemento è collegato agli altri, proprio come i singoli pezzi di un puzzle sono collegati tra loro. Il numero di supernovae dipende dal numero totale di stelle nate ogni anno, il che significa che il tasso di formazione stellare deve essere coerente con il tasso di esplosioni di supernova. Questo tasso, a sua volta, è coerente con la quantità osservata dell’isotopo radioattivo dell’alluminio sintetizzato durante le eruzioni. Inoltre, molte di queste connessioni sono state prima previste e poi scoperte durante le osservazioni. La radiazione cosmica di fondo a microonde fu prima prevista e poi scoperta, furono prima previste e poi scoperte le stelle di neutroni... Fu prevista la forma dei dischi protoplanetari e la presenza di varie molecole nelle nubi molecolari...

Ciascuno degli elementi di questo mosaico, preso separatamente, ha poca importanza, ma insieme formano un quadro molto solido, strettamente legato ai successi della fisica “terrestre”. Quanto puoi fidarti di questa immagine? Naturalmente, alcuni pezzi del puzzle sono più fondati di altri. Da un lato, le idee moderne sulla natura della materia oscura potrebbero essere soggette a revisione. Ma difficilmente sarà possibile selezionare un sostituto adeguato, ad esempio, del meccanismo termonucleare di produzione di energia nelle viscere delle stelle. Anche all’inizio del XX secolo c’era spazio per l’immaginazione in quest’area, ma ora il meccanismo termonucleare è coerente con una grandissima quantità di dati osservativi. Se qualcuno ora vuole inventare un proprio meccanismo, dovrà spiegare almeno tutti gli stessi dati senza perdere la coerenza con i pezzi adiacenti del puzzle.

Gli errori degli astronomi Ahimè, anche una vecchia soffre di problemi. La lontananza degli oggetti astronomici e la complessità del loro studio a volte portano al fatto che l'interpretazione delle osservazioni è ambigua o completamente errata. Quando esiste uno spettro dettagliato di un oggetto su un'ampia gamma, è relativamente facile spiegare le osservazioni. Ma cosa fare se viene misurata solo una parte dello spettro e anche quella risulta di bassa qualità? Questo è esattamente ciò che accade spesso con oggetti distanti e quindi molto deboli. Ad esempio, nel 1999, la galassia STIS 123627+621755 rivendicò il titolo di galassia conosciuta più distante nell'Universo. Un frammento del suo spettro misurato utilizzando il telescopio spaziale. Hubble, corrispondeva ad un enorme redshift di 6,68 (vedi Identificazione spettroscopica di una galassia con un probabile redshift di z = 6,68 // Natura. 15 aprile 1999. V. 398. P. 586-588). A quel tempo si trattava di un record e quindi si è deciso di continuare la ricerca sulla galassia STIS 123627+621755. Tuttavia, andando oltre la gamma spettrale studiata da Hubble, gli astronomi hanno scoperto che non esiste più alcuna somiglianza con una galassia alla periferia dell'Universo. Lo spettro completo dell'oggetto si è rivelato non solo non simile allo spettro della galassia con spostamento verso il rosso 6,68, ma anche per niente simile allo spettro della galassia! (Vedi prove contro uno spostamento verso il rosso z > 6 per la galassia STIS123627+621755 // Natura. 30 novembre 2000. V. 408. P. 560-562.) In un altro esempio, un errore nell’interpretazione dei risultati dell’osservazione si è rivelato più grave. Stiamo parlando dell'osservazione del fenomeno del "microlensing": se sulla linea di vista tra una stella lontana e l'osservatore appare un corpo massiccio, il suo campo gravitazionale agisce come una lente, piega il percorso dei raggi della stella sullo sfondo e porta ad un aumento a breve termine della sua luminosità. Nel 2001, gli astronomi dello Space Telescope Institute (USA) hanno riferito che durante le osservazioni dell'ammasso globulare M22, hanno notato sei aumenti improvvisi nella luminosità delle stelle dell'ammasso (vedi Microlente gravitazionale da parte di oggetti di piccola massa nell'ammasso globulare M22 / / Natura. 28 giugno 2001. V. 411. P. 1022-1024). La brevità dei lampi indicava che la massa delle microlenti gravitazionali era molto piccola, inferiore alla massa di Giove. Queste osservazioni hanno portato all’annuncio che erano stati scoperti pianeti in volo libero nell’ammasso globulare M22. Tuttavia, uno studio dettagliato delle immagini di M22 ha mostrato che i salti di luminosità non hanno nulla a che fare con le stelle sullo sfondo. Un aumento immaginario della luminosità si è verificato quando una particella di raggi cosmici è caduta direttamente nell'immagine della stella durante la ripresa (vedi A Re-examination of the "Planetary" Lensing Events in M22 // astro-ph/0112264, 12 dicembre 2001). Ci sono così tante stelle in un ammasso globulare, e sono situate così densamente, che un colpo preciso da parte dei raggi cosmici su una stella si è rivelato un evento non così improbabile.

Direi questo: i fondamenti della moderna immagine astronomica del Mondo non possono che essere completamente errati. Cioè, possiamo commettere errori non nei singoli frammenti, ma in tutta la fisica contemporaneamente. Ad esempio, se si scopre che le stelle non sono affatto stelle, ma buchi nel cielo di cristallo, nei quali qualche burlone rilascia radiazioni di diversa composizione spettrale...

Un segno dell'affidabilità di un elemento di un'immagine astronomica può, ovviamente, essere la sua longevità. E a questo proposito, l'astronomia sembra essere una scienza completamente prospera: i suoi concetti di base non sono cambiati per molti decenni (va tenuto presente che l'astrofisica moderna ha solo un centinaio di anni e mezzo). La teoria della fusione termonucleare è stata sviluppata negli anni '30, la recessione delle galassie è stata scoperta negli anni '20, la teoria della formazione stellare è ora in rapida evoluzione, ma il concetto chiave in essa rimane, ad esempio, l'instabilità gravitazionale, i cui principi di base furono formulati da J. Jeans all'inizio del XX secolo ... Possiamo probabilmente dire che concettualmente nulla è cambiato in astronomia da quando Harlow Shapley ha dimostrato che il Sole non è al centro della Galassia, e Hubble ha dimostrato che Andromeda La nebulosa è un oggetto extragalattico. Naturalmente, le nostre idee sui pianeti sono cambiate notevolmente con l’avvento dell’era spaziale, ma le prime fantasie su Marte e Venere sono nate più dal romanticismo scientifico che dalla lungimiranza scientifica.

Come leggere le notizie astronomiche

Sfortunatamente, la presentazione di questa meravigliosa immagine nei media lascia molto a desiderare. Pertanto, bisogna stare molto attenti quando si leggono le notizie astronomiche sulla stampa. Di norma, si basano su comunicati stampa, che in molti casi sono tradotti in russo o raccontati piuttosto male. Inoltre, anche la credibilità generale della testata che pubblica la notizia non garantisce nulla. Pertanto, se qualcosa nella notizia ti è sembrato vago, inverosimile, esagerato o illogico, non affrettarti a incolpare gli scienziati in essa menzionati! Se il messaggio ti interessa davvero, prova a trovare almeno il comunicato stampa originale.

Se il messaggio ti affascina così tanto da volerne condurre un'analisi critica, non considerare difficile leggere l'opera originale! Fortunatamente, la maggior parte degli articoli astronomici possono essere trovati su Internet in modo completamente gratuito. È vero, per leggerli devi conoscere l'inglese.

Dmitry Vibe,
Dottore in Scienze Fisiche e Matematiche,
Ricercatore principale presso l'Istituto di Astronomia dell'Accademia Russa delle Scienze