Студопедия

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника



Масштабывселенной




Подобно тому как машины являются искусственным продол­жением мышц человека, увеличивая их мощность и точность, измерительные приборы служат продолжением наших органов чувств. Приборы помогают человеку все дальше и глубже про­никать во время и пространство и притом позволяют произ­водить разные измерения в пределах системы шкал, постро­енных на основе общепринятых единиц измерения. Некоторые физические единицы мер возникли на основе величин, свой­ственных человеческому телу: фут приблизительно равен длине стопы взрослого человека, ярд близок к длине одного шага1^. Применять в качестве физических стандартов эталоны, которые «всегда под рукой», очень удобно, но, к сожалению, ни разме­ры частей тела разных людей, ни функции их органов чувств не могут быть достаточно одинаковыми. Такие эталоны годят­ся лишь для самых приблизительных оценок и, увы, совершен­но не подходят ни для техники, ни для науки. В средние ве­ка был сделан следующий шаг к стандартизации мер длины: статистически определяли величину, равную 1 футу. Делалось это так. Измеряли длину стопы двенадцати мужчин, первыми покидавших церковь после воскресной утренней мессы; сред­няя величина (сумма длин всех двадцати четырех стоп, делен­ная на 24) принималась в качестве стандартной длины, равной 1 футу.

'' Читатель без труда вспомнит русские аналогии: пядь, локоть, сажень и т.д. — Прим. перев.


Познакомившись с некоторыми древними зданиями, мы мо­жем утверждать, что еще за несколько тысячелетий до нашей эры с помощью простых инструментов проводились достаточно точные измерения; можно не сомневаться, что некоторые основ­ные суждения, например об установке точных горизонтальных уровней, выносились не только на основе восприятия, но и пу­тем рассуждений. Считается, что египтяне начинали строитель­ство плоских горизонтальных фундаментов для больших зда­ний с того, что строили невысокую временную стенку и за­мкнутую ею площадь заполняли водой на высоту около деся­ти сантиметров: уровень воды служил указателем горизонталь­ности площадки. Человеческий разум приложил немало усилий, чтобы преодолеть физиологическую ограниченность человеческих органов чувств.

Ранние описания вселенной эгоцентричны; они основаны на сопоставлении ее параметров с физическими и функциональ­ными возможностями человека. С появлением специальных из­мерительных приборов возникли другие меры; новые эталоны незаметно привели к тому, что центр вселенной уже не связывает­ся в сознании людей с точкой, в которой находится наблюдатель. Стало известно, что во вселенной есть вещи, не только слишком малые или слишком далекие, чтобы их можно было отчетливо ощутить, но еще и скрытые от чувств, хотя и присутствующие в среде, непосредственно окружающей человека. Таков огромный диапазон электромагнитного спектра — от гамма-лучей до радио­волн; лишь одна его октава — видимый свет — доступна органам чувств, а через них и мозгу без всяких приборов.



Животному в окружающем его мире, обширном и большей частью враждебном, жизненно необходима способность к оцен­ке размеров и расстояний; высокоразвитое зрение дает такую способность. В то же время сенсорные системы легко адапти­руются — калибровка их часто нарушается. Несмотря на это, мы умеем определять «на глаз» соотношения размеров, а так­же интенсивность света; поэтому нам легко использовать и те физические стандарты измерений, где применяются инструмен­ты вроде линеек, уровней, фотометров. Даже простые, но умело применяемые инструменты могут в тысячу раз улучшить точность




 


116



5. Масштабы вселенной


5. Масштабы вселенной


 


Рис. 75. Звездные рас­стояния астрономы изме­ряют по параллактичес­кому смещению звезды относительно «фона» — очень удаленных звезд­ных образований, кото­рые можно считать непо­движными


перцептивных оценок, хотя природная чув­ствительность глаза и уха приближается к теоретическому пределу любого физи­чески возможного детектора.

Когда сенсорная информация исполь­зуется для руководства действием, задача состоит в том, чтобы контролировать с по­мощью этой информации движения в соот­ветствии с положением и размерами окру­жающих предметов. Чтобы предсказание результатов действий и контроль эффек­тивности этих действий были возможны, необходимо соразмерять разнородную сен­сорную информацию в соответствии с воз­действиями внешнего мира. Дело здесь об­стоит точно так же, как в измерительной технике: шкалы инструментов не могут строиться произвольно, в конечном сче­те любая шкала должна быть основана на свойствах известных объектов. Неко­торые измерения являются прямыми (на­пример, измерение длины,' выполняемое с помощью линейки), другие — непрямыми (измерение температуры с помощью тер­мометра).

Все единицы измерений основаны на выборе строго обусловленной процедуры, включающей правила изготовления точных линеек или, скажем, ламп со стандартной характеристикой излучения.

Рассматривая ход развития современ­ных методов измерения, мы находим здесь глубокую аналогию с определенным перио­дом развития «непрямых органов чувств» — зрения и слуха, возникших уже после по­явления «прямых органов чувств» — ося­зания и вкуса, непосредственно контро-




лирующих жизненно важные отношения с окружающим миром. Видеть — зна­чит интерпретировать каждый полученный паттерн в соответствии с предполагаемым устройством мира реальных объектов; та же задача ставится перед всеми непрямыми способами научных измерений. В обоих случаях выдвигаются и затем проверяются альтернативные гипотезы — чтобы откло­нить все, кроме одной. В обоих случаях от­дельные измерения должны быть связаны с единой шкалой измерений, выведенной либо из результатов применения прямых методов измерений, либо из допущений, основанных на гипотезе о природе измеря­емых объектов.

Разовьем дальше тезис о логическом сходстве зрения с непрямыми методами измерения в физике. И здесь и там не­обходимы допущения. И здесь и там ве­лика зависимость от прямых измерений. И здесь и там необходимы константы — эталоны для построения шкал, выведен­ные на основе анализа прошлых успехов и неудач измерения реального мира. Возь­мем какой-нибудь пример научного изме­рения и детально разберем его. Посмо­трим, например, как измеряются звездные расстояния.

Для измерений звездных расстояний астрономы применяют оба метода изме­рения — прямой и непрямой. Но при­менимость прямого измерения ограничена немногими ближайшими к нам звездами. В отношении более далеких звезд необхо­димо делать некоторые допущения, причем


Рис. 76. Глаза сигнали­зируют о расстоянии до близких объектов спо­собом, весьма похожим на тот, который применя­ют астрономы для изме­рения удаленности звезд. Сигнализируется парал­лакс


 


118



5. Масштабы вселенной


5. Масштабы вселенной


 


всегда приходится считаться с тем, что эти допущения могут ока­заться ошибочными. ,-

Метод прямого измерения расстояний до звезд эквивален­тен стереоскопическому зрению. Это геометрический способ, его результаты, как и результаты стереоскопического восприя­тия, в основном однозначны; тем не менее это довольно тон­кий способ, и даже незначительные погрешности приборов могут сильно сказаться на результатах. Метод состоит в измерении ка­жущегося смещения ближних звезд относительно дальних при смене точки наблюдения (тригонометрический параллакс). При стереоскопическом зрении различие точек наблюдения задано по­стоянным расстоянием (базисом) между глазами — оно равно приблизительно 60 миллиметрам. Но для астрономов даже попе­речник Земли — недостаточный базис при измерении звездных расстояний. Замеры они проводят не одновременно, а с интер­валом в шесть месяцев; в качестве базиса используется попереч­ник земной орбиты (около 300 миллионов километров). Этим способом было впервые измерено расстояние до звезды; немек кий астроном Бессель в 1838 году измерил удаленность звезды 61 Лебедя2^. Его результат составил 0,35" (в угловых секундах). Уточненный позднее результат равен 0,30". Такой параллакс со­ответствует расстоянию около десяти световых лет. Наибольший известный параллакс — меньше 1"; такой параллакс, к приме­ру, может быть получен, если наблюдать предмет 25 миллиме­тров в поперечнике с расстояния около пяти километров. Пря­мой метод измерения параллакса позволяет измерять расстояния в пределах около 300 световых лет (хотя Туманность Анд >меды, до которой около двух миллионов световых лет, можно увидеть и невооруженным глазом).

Измерение расстояний в световых годах связано с измерением параллакса лишь косвенно. Правда, есть и такая единица, кото­рая связана с параллаксом непосредственно, — «парсек» Один парсек — это расстояние, соответствующее годичному пар. шаксу


I"3'; оно равно произведению радиуса земной орбиты на число 206 265; радиус земной орбиты (среднее расстояние до Солнца, равное 150 миллионам километров) является астрономической единицей расстояния.

Сам термин «парсек» произведен от слов «параллакс, равный одной секунде»; итак, 1 парсек равен 206 265 астрономическим единицам, или 3,258 светового года. До ближайшей к нам звезды 1,31 парсека, или 4,2 светового года.

Для сравнения укажем, что стереоскопическое зрение дей­ствует на расстояниях до нескольких сотен метров. Столь малый радиус действия объясняется двумя причинами: первая состоит в том, что разрешающая способность глаза примерно в сто раз ниже, чем соответствующая характеристика для телескопа; вторая (и более важная) — расстояние между глазами (базис стереозре-ния) — является ничтожной величиной по сравнению с диаметром орбиты Земли.

Наибольшие звездные расстояния, при которых еще возможны определения тригонометрических параллаксов, близки к 100 пар­секам. При еще больших удаленностях применяется способ, из­вестный под названием «определение средних параллаксов»; в его основе лежит тот (эмпирически установленный) факт, что Солнце (и Земля вместе с ним) перемещается в пространстве относительно большого числа звезд по направлению к Веге в созвездии Лиры. Перемещение Солнца порождает у наблюдателя ощущение смеще­ния близких к нам звезд; их кажущееся движение характеризуется некоторой кажущейся скоростью, а величина последней зависит от расстояния каждой звезды. Это точная аналогия кажущего­ся движения ландшафта, наблюдаемого из окна идущего поезда: ближняя зона местности «движется» быстрее, чем отдаленная. По­скольку наблюдение перспективного смещения звезд производится в течение ряда лет (к нашим дням период накопления точных фо­тографий звездного неба насчитывает почти сто лет), появляется возможность оценки звездных расстояний, намного превышающих


 


2) Годичный параллакс звезды (Беги) впервые был измерен русским ученым В.Я.Струве в 1837 году. — Прим. перев.


3' Точнее, парсек — расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная к лучу зрения, видна под утлом в l". — Прим. перев.


 


120



5. Масштабы вселенной


5. Масштабы вселенной


 


       
 
   


те, что доступны прямым тригонометрическим методам, исполь­зующим в качестве базиса диаметр земной орбиты. Для этого совершенно необходимо, однако, отличать изменение положе­ния звезд, возникающее вследствие движения Солнца (и Земли вместе с ним) по направлению к Веге, от относительного «соб­ственного движения» отдельных звезд. Движение Солнца сквозь пространство выводится статистически из результатов наблюдений кажущегося движения очень большого числа звезд; остаточное систематическое движение приписывается подлинному движению Солнца. Вывести величины, характеризующие движение солнеч­ной системы среди звезд, — дело сложное; оно требует большого числа наблюдений и большой вычислительной работы. Между тем совершенно таким же делом занят мозг человека, движущегося сквозь многолюдную площадь, или управляющего автомобилем в густом потоке движения, или ведущего самолет в строю дру­гих самолетов. Пределы способности мозга к обработке величин и направлений скоростей, заданных меняющейся перспективой множества объектов, движущихся относительно некоторой по­верхности, неизвестны. Исследовать это было бы чрезвычайно интересно.

Расстояния до далеких звезд приходится измерять непрямыми способами, при которых применять геометрию уже нельзя. Все эти способы основаны на некоторых допущениях, не поддающихся прямой проверке.

Ясно, что если бы собственная светимость всех звезд была одинакова, то относительные расстояния до звезд можно бы­ло бы узнать довольно легко, исходя из универсального зако­на, связывающего блеск звезды с расстоянием до нее (видимый блеск обратно пропорционален квадрату расстояния). Но свети­мость звезд (их «абсолютная звездная величина») очень сильно варьирует, и поэтому видимый блеск звезды может служить лишь очень приблизительной оценкой ее удаленности. Все же звез­ды поддаются классификации: исходя из спектров звезд (и еще некоторых величин), их можно разбить на группы с известной светимостью. Тогда становится возможной и оценка расстояний по видимому блеску — при условии, что применяются верно


Рис. 77. В этом звездном скоплении видны объекты весьма разной яркости.

В среднем чем дальше звезда, тем меньше ее блеск, но некоторые тусклые

звезды на самом деле находятся близко, только их собственная светимость мала.

Они кажутся далекими, но в действительности это не так


 


122



5. Масштабы вселенной


5. Масштабы вселенной


 


выбранные константы для построения шкал оценки светимости звезды и учитываются все факторы, обусловливающие потерю света на пути от звезды к наблюдателю. Свет может ослабеть, проходя сквозь облака межзвездного газа, и это надо обязатель­но учитывать, чтобы не возникло ошибки в оценке расстояния, основанной на видимом блеске звезды. Неверно выбранная кон­станта шкалы приведет к ошибке — и она будет похожа на те ошибки в оценке расстояний, которые совершаются зрением в тумане или в дыму.

Итак, необходимо сделать некоторые обоснованные допуще­ния о самом объекте, о помехах на пути от объекта к наблюда­телю и, наконец, о свойствах и калибровке самих измерительных приборов, прежде чем применять непрямые методы измерения, не опасаясь, что при этом возникнет систематическая ошибка. Ошибки такого рода, по-видимому, эквивалентны ошибкам пер­цептивного шкалирования, вследствие которых возникают иллю­зии искажения.

Объекты, еще не классифицированные и потому не имеющие надежных оценочных констант, причиняют крупные неприятно­сти астрономам. Так, например, в отношении недавно откры­тых звездных объектов — квазаров — не известно, являются ли они необычайно мощными источниками излучения, лежащими на огромных расстояниях от нас, или светимость их средняя, а значит, и расстояния — обычного порядка. В данном случае трудность возникла потому, что в спектрах квазаров зарегистриро­вано красное смещение, которое обыкновенно указывает на очень большую скорость удаления (смещение возникает в результате эффекта Доплера, наличие которого само по себе свидетельствует о большой удаленности объекта). Красное смещение, наблюдаемое у квазаров, может объясняться либо огромной их удаленностью, либо другими причинами. До сих пор не решено, как следует вы­бирать константы шкалирования для измерения квазаров; поэтому нет согласия и в вопросе о том, являются квазары очень яркими и очень далекими объектами или средними по интенсивности из­лучения и соответственно менее удаленными; в последнем случае должна существовать особая причина, ответственная за неподчи-


Рис. 78. Спектры звезд различного типа. Солнце принадлежит к звездам среднего

типа, к классу 0. Прочие спектральные типы звезд характеризуются либо меньшей,

либо большей собственной светимостью

нение квазаров тем общим допущениям, которые оказываются справедливыми при измерении расстояний до других звездных объектов.

Быть может, читателю покажется, что мы совершаем слиш­ком смелый прыжок, заявляя, что положение вещей с квазарами в астрономии логически подобно той особой проблеме, которую ставят перед глазом картины, воспринимаемые зрением. Но в кар­тинах действительно есть весьма сходные сомнительные момен­ты шкалирования. Ретинальное изображение картины содержит перспективу, но заданную не геометрическим сокращением раз­меров и формы предметов с увеличением расстояния (поскольку картина плоская); налицо как раз такая ситуация, при которой должны возникнуть большие ошибки в физических измерениях, поскольку допущения, обычно вполне надежные, здесь не годят­ся. Нормальные условия неизбежно нарушают точность непрямых измерений; с этой точки зрения картины могут оказаться со­всем никудышными объектами, поскольку в некоторых случаях


 


124



5. Масштабы вселенной


5. Масштабы вселенной


 


       
 
 
   


Рис. 79. Свет отдаленных звезд проходит сквозь огромные газоыме облака

в созвездии Ориона. Это может привести к ошибке при оценке звездных

расстояний на основе измерения светимости звезд, если не будет внесена

поправка, основанная на сведениях о поглощении света


(вспомните Пильтдаунский череп)4' неверные указания могут быть даны намеренно, чтобы обмануть глаз. Картины подают на вход зрительной системы до такой степени искусственную информа­цию, что приходится удивляться вовсе не тому, что картины иногда оказываются неоднозначными, неопределенными, парадоксальны­ми или искаженными, а, напротив, тому, что мы вообще что-либо разбираем в них.

Астрономические объекты — это тоже особые объекты зри­тельного восприятия; в их отношении мы не можем воспользовать­ся надежным перцептивным шкалированием, константы которого выводятся из прямых измерений.


Дата добавления: 2015-09-15; просмотров: 7; Нарушение авторских прав







lektsii.com - Лекции.Ком - 2014-2021 год. (0.021 сек.) Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав
Главная страница Случайная страница Контакты