Становление современного естествознания

Межгалактические пространства

Кроме нашей Галактики существуют и другие звездные скопления, например туманность Андромеды, которая при  наблюдении в сильный телескоп выглядит как скопления звезд, рас-

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

Возникает вопрос: а есть ли предел у самой Вселенной? На него помогает ответить открытый в первой половине XX в. факт <разбегания> галактик. Анализ спектров галактик показал: чем дальше находятся от нас галактики, тем  быстрее они удаляются. Дело в том, что при изучении спектров звезд было выявлено отсутствие в них определенных частот - темные линии в спектре, которые расположены как раз на тех местах, где находился бы свет соответствующей частоты, если бы он не поглощался холодным газом на поверхности звезд. Например, в большинстве звездных спектров наблюдаются две темные линии в фиолетовой части, указывающие на поглощение газообразным кальцием. Те же темные линии в спектрах наблюдаются в спектрах галактик, так как их излучение представляет собой сумму излучения всех входящих в них звезд. Однако эти линии находятся не при ожидаемой частоте, а смещены в сторону меньших частот. Такое смещение частоты можно истолковать как следствие движения объекта относительно наблюдателя, поскольку при удалении источника света от наблюдателя его частота уменьшается (можно сравнить со звуком автомобильно-

го сигнала, который кажется  ниже, когда автомобиль удаляется  от нас). Смещение частоты пропорционально  скорости и поэтому может служить  для определения скорости удаляющихся объектов.

Смещение частоты света от отдаленных галактик трактуют как доказательство того, что они удаляются от нас. Скорость этого движения пропорциональна  расстоянию до галактики. Движение ближайшей  галактики, например туманности Андромеды, почти невозможно обнаружить, но галактики, отстоящие от нас на 100 млн световых лет, удаляются со скоростью около 3000 км/с. Связь между скоростью и расстоянием впервые установил американский астроном Э.П. Хаббл в 1929 г. На рис. 5.9 представлена последовательность оценок расстояний, расположенных в порядке их возрастания. В настоящее время наиболее сильные телескопы позволяют различать галактики, удаленные на 3 млрд световых лет и <убегающие> от нас со скоростью 90 000 км/с, что составляет почти треть скорости света. В начале 1960-х гг. были открыты квазары. Самый далекий из известных ныне квазаров находится от нас на расстоянии около 8 млрд световых лет. Таковы размеры до-

ступной в настоящее время нашим  исследованиям части Вселенной.

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

5.4. Методы оценки времени

Малые интервалы времени

Оценим временные интервалы  различной длительности [3, 7, 8, 15]. Сравнительно малой и хорошо воспринимаемой человеком единицей времени является 1 с - это приблизительно интервал между двумя ударами сердца. Наиболее короткий промежуток времени, воспринимаемый человеком, составляет 0,1 с (длительность щелчка пальцами). Также известна способность глаза различать отдельные изображения. Так, если кинопленку протягивать со скоростью менее 14 кадров в 1 с, то человек различит отдельные кадры. Смена изображения со скоростью 24 кадра в 1 с приводит к возможности видеть непрерывное изменение явлений, а 25-й кадр уже не воспринимается глазом.

Развитие науки и человеческой практики привело к потребности  измерять время, составляющее тысячные, миллионные, миллиардные и даже биллионные доли секунды. Например, в течение 1 с бегун продвигается на 5-10 м и  совершает много сложных движений, из которых каждое длится лишь сотые доли секунды; от правильности построения этих движений зависит его победа. В автомобильном двигателе вал делает несколько тысяч оборотов в 1 мин: в течение сотых долей секунды в двигателе резко меняются давление и механическое напряжение, испытываемое отдельными деталями.

Для определения географических координат, в первую очередь долготы местности, необходимо точно знать время  в из-

меряемой точке. Ошибка в отсчете  времени, равная 1 мин, при определении  долготы на широте экватора соответствует искажению расстояния на 27,6 км, ошибка в 1 с влечет за собой искажение на 460 м и ошибка в 0,001 с - на 0,46 м. В ряде случаев определять координаты требуется с высокой точностью. Например, в геологии обсуждается проблема перемещения одних материков по отношению к другим. Скорость перемещения обычно не превышает несколько сантиметров в год. Чтобы измерить перемещение одной точки по отношению к другой на земном шаре, следует производить замеры в течение нескольких лет, обеспечивая погрешность определения моментов времени порядка тысячных долей секунды.

Для того чтобы измерять время, требуется  выбрать систему отсчета, научиться  хранить и передавать точное время. Долгие годы единственной системой отсчета  было вращение Земли вокруг своей оси и вокруг Солнца, но оказалось, что этот эталон времени не всегда достаточно точен. Дело в том, что орбита Земли представляет собой эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Вследствие этого Земля то ближе, то дальше от него и соответственно движется то быстрее, то медленнее. Движение Земли вокруг своей оси также неравномерно, в частности сезонная нерегулярность достигает 0,001 с. Поэтому в 1960-х гг. Международный комитет мер и весов принял решение использовать в качестве эталона астрономические атомно-луче-вые цезиевые часы. При этом 1 с = 9 192 631 770 периодам излучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия-133.

Обычный стрелочный секундомер измеряет промежутки времени между двумя моментами с погрешностью до 0,1 с. Электрический стрелочный секундомер с вращающимися механическими частями позволяет производить отсчет промежутков времени с погрешностью до 0,01 с. Оценка более быстрых процессов с помощью механических устройств затруднена, так как их детали обладают большой инерцией. Современные технологии, основанные на измерении колебаний атомов, позволяют достигать точности в пределах 10^¹²- Ю^-14 с, т.е. с максимальной ошибкой в 1 с при измерении интервалов от 30 тыс. до 3 млн лет.

Для изучения быстрых процессов  существует достаточно большое количество методов: специальная киносъемка, опти-

ческие устройства, электронные  измерительные схемы и т.д. Для  исследования ряда чрезвычайно быстрых  ядерных процессов применяются  различного типа счетчики (Гейгера - Мюллера, сцинцилляционный и др.).

В ряде случаев требуется не только измерять интервалы времени между  двумя событиями, но и получать непрерывную  запись быстрых процессов с помощью  записывающих устройств. Для записи не очень быстрых процессов применяют самописцы различных типов со скоростью движения ленты от нескольких сантиметров в сутки до нескольких метров в секунду. Для увеличения скорости записи уменьшают вес подвижных частей прибора. Так, в шлейфовом осциллографе для записи вместо стержня с пером используется луч света, что позволяет записывать изменения величин, происходящие в течение тысячных и десятитысячных долей секунды. Самописцы и шлейфовые осциллографы применяются в сейсмологии для записи упругих колебаний земной коры, в биологии и медицине - для записи токов сердца (электрокардиография) и т.д. Процессы, протекающие с еще большей скоростью, фиксируют с помощью электронно-лучевого осциллографа, где запись процессов осуществляется посредством пучка электронов. С помощью такого осциллографа удалось подробно изучить грозовые разряды. Оказалось, что скорость движения молнии составляет около 0,1 скорости света, причём молния движется толчками: сначала она пробивает перед собой узкий проводящий канал, электризуя окружающий воздух, потом по этому каналу устремляется основной разряд, расширяющий его, затем вновь пробивается узкий проводящий канал и т.д.

Для фиксации быстрых явлений используют киносъемку. Как уже говорилось, при обычной киносъемке в 1 с получают 24 отдельных кадра. Для получения замедленной съемки скорость движения ленты в киносъемочном аппарате увеличивается до 120-240 кадров в 1 с; при демонстрации такого фильма со скоростью 24 кадра в 1 с движения всех тел представляются замедленными. Этот метод киносъемки позволил выявить особенности ряда процессов в живой и неживой природе: процессы разрушения и деформации различных материалов; разрушение почвы при падении капель дождя; особенности полета насекомых; способ захвата хамелеоном приманки; данные о строении бьющего-

ся сердца животного, а также  о работе отдельных мышечных волокон  сердца до и после нарушения его  работы; данные для решения задач  баллистики, например при изучении полета снаряда после вылета его  из дула орудия, механизма пробивания брони и т.п. В современных фотографических устройствах разрешающее время удалось довести до миллиардной доли секунды. Это значит, что можно зафиксировать разность во времени прихода двух световых лучей с разностью хода меньше 1 м.

Еще более быстродействующие приборы  потребовались при изучении элементарных частиц, атомного ядра и ядерных реакций. Например, многие радиоактивные изотопы имеют чрезвычайно малый период полураспада (промежуток времени, в течение которого количество радиоактивного вещества уменьшается вдвое), неодинаковый у различных изотопов одного и того же элемента: период полураспада полония-210 составляет 138,3 дня, полония-216 - 0,16 с, полония-214 - 1,58 10"* с, полония-213 -всего лишь 4,2 Ю^-6 с, а полония-212 - 3 10"⁷ с. Некоторые элементарные частицы, например присутствующие в космическом излучении мезоны и гипероны, крайне неустойчивы; так, средняя продолжительность жизни мюонов составляет миллионные доли секунды. Другой пример очень быстрых процессов - переход возбужденного ядра в нормальное состояние, при котором испускаются гамма-кванты. В частности, возбужденное состояние ядра лития-7, получающегося в результате ядерной реакции взаимодействия бора с нейтроном, длится около десятибиллионной доли секунды (10~¹³ с).

Современные приборы позволяют  прямыми методами измерять промежутки времени около 10~¹³ с. Более короткие промежутки, в течение которых протекают некоторые ядерные процессы, были получены на основе наблюдения косвенных признаков и теоретических расчетов. Так, в 1950-х гг. была открыта целая группа относительно тяжелых и чрезвычайно ко-роткоживущих частиц - резонансов. Их открытие связано с разработкой специальной измерительной техники - пузырьковой камеры, представляющей собой сосуд со смотровыми окнами, заполненный жидким водородом. Пролетая через такую камеру, заряженная частица создает на своем пути цепь пузырьков газообразного водорода - видимый след, который можно наблюдать и фотографировать. Среднее время жизни

резонансов оказалось настолько  малым, что определить его можно  было только с помощью расчетов, - около 1(Г -10" с.

Исчисление лет и  исторических эпох

Естественные единицы времени, с которыми человек постоянно  сталкивается в повседневной жизни, - день и год. Они опираются на изменения, происходящие в окружающем мире, и связаны с вращением  Земли вокруг своей оси и вокруг Солнца. Еще одной привычной величиной является лунный месяц, который связан с отсчетом фаз Луны. Попытки объединить эти системы отсчета привели человечество к созданию календаря - системы счисления длительных промежутков времени, основанной на периодичности видимых движений небесных тел и устанавливающей порядок для отсчета дней в году. Если бы между длительностью суток и длительностью года, т.е. временем обращения Земли вокруг своей оси, Луны вокруг Земли и временем обращения Земли вокруг Солнца, существовало простое отношение, то счет дней в месяце и году не представлял бы большого труда. Однако с погрешностью до 0,1 с длительность так называемого тропического года (промежутка времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия) составляет 365 суток 5 ч 48 мин 46,1 с, или 365,2422 дня, а длительность лунного синодического месяца (периода смены лунных фаз) - 29,5306 дня.

Считается, что более или менее  регулярный счет времени связан с  развитием земледелия, скотоводства и мореплавания [8]. Первые требования к счету времени и методы его измерения были достаточно простыми: славяне и другие земледельческие народы устанавливали продолжительность года как промежу-ток от одной жатвы до другой; индейцы Америки отмеряли год по появлению снега, австралийцы - по наступлению периода дождей и т.д.

Развитие оросительного земледелия, возникновение государств, рост городов  и расширение торговых связей потребовали  улучшения и уточнения счета  времени. Тогда появились лунные календари. По-видимому, один из первых лунных календарей был введен около 4000 лет назад в Древнем Вавилоне. Многие древние государства прошли через использование

лунного календаря. В ряде мусульманских  стран до настоящего времени пользуются лунным календарем, где начало календарных месяцев соответствует моментам новолуний. Лунный месяц (синодический) составляет 29 суток 12 ч 44 мин 2,9 с, а 12 таких месяцев дают лунный год продолжительностью 354 суток, т.е. на 11 суток короче тропического года.

В VI в. до н.э. в Китае и V в. до н.э. в Греции было обнаружено, что каждые 19 солнечных лет новолуние совпадает  с летним солнцестоянием. Это позволило  перейти к лунно-солнечному календарю. В ряде стран Юго-Восточной Азии, Иране, Израиле и поныне действуют разновидности лунно-солнечного календаря, в котором смена фаз Луны согласуется с началом астрономического года. В таких календарях важную роль играет Метонов цикл, названный в честь древнегреческого ученого Ме-тона, - период в 19 солнечных лет, равный 235 лунным месяцам (6940 суток).

В I в. до н.э. римский император Юлий Цезарь приказал упорядочить календарь. По предложению египетского астронома  Созигена в Древнем Риме был принят солнечный календарь - юлианский. Для  ровного счета в этом календаре  три года считались содержащими по 365 дней, а каждый четвертый - 366 дней. Счет дней по юлианскому календарю называют старым стилем. В юлианском календаре средняя длительность года в интервале 4 лет составляла 365,25 суток, что на 11 мин 14 с длиннее тропического года. Это дает погрешность 3 дня в 400 лет.

В настоящее время наиболее распространен  солнечный григорианский календарь, введенный папой Григорием XIII в 1582 г. (новый стиль). В нем считаются  високосными не 100 из 400 лет, как в  юлианском календаре, а лишь 97 из 400. Поэтому длительность года в григорианском календаре в среднем равна 365,2425 суток, что лишь на 26 с превышает тропический год. В России григорианский календарь введен с 14 февраля 1918 г. Различие между старым и новым стилями в XVIII в. составляло 11 суток, в XIX в. - 12 суток и в XX в. - 13 суток.