La terra si allontana dal sole ogni anno. Cosa succede se la Terra lascia la sua orbita? Qual è la stella più lontana che puoi vedere

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Qual è la distanza dalla Terra al Sole?

La distanza tra la Terra e il Sole varia da 147 a 152 milioni di km. È stato misurato in modo molto accurato usando il radar.

Cos'è un anno luce?

Un anno luce è una distanza di 9460 miliardi di km. È questo il percorso che la luce percorre in un anno, muovendosi a una velocità costante di 300.000 km / s.

Quanto dista la luna?

La luna è la nostra vicina. La distanza da esso nel punto dell'orbita più vicino alla Terra è 356410 km. La distanza massima della Luna dalla Terra è 406697 km. La distanza è stata calcolata dal tempo impiegato dal raggio laser per raggiungere la luna e tornare indietro, riflessa dagli specchi lasciati sulla superficie della luna dagli astronauti americani e dai veicoli lunari sovietici.

Cos'è un parsec?

Parsec è 3,26 anno luce. Le distanze di parallasse sono misurate in parsec, cioè distanze calcolate geometricamente dai più piccoli spostamenti nella posizione apparente di una stella mentre la Terra si muove attorno al Sole.

Qual è la stella più lontana che riesci a vedere?

Gli oggetti spaziali più distanti che possono essere osservati dalla Terra sono i quasar. Si trovano a una distanza di 13 miliardi di anni luce dalla Terra.

Le stelle si stanno allontanando?

Gli studi sul redshift mostrano che tutte le galassie si stanno allontanando dalla nostra. Più lontano, più velocemente si muovono. Le galassie più lontane si muovono quasi alla velocità della luce.

Come è stata misurata per la prima volta la distanza dal Sole?

Nel 1672 due astronomi - Cassini in Francia e Riecher in Guiana - notarono l'esatta posizione di Marte nel cielo. Hanno calcolato la distanza da Marte dalla piccola differenza tra le due misurazioni. E poi gli scienziati usando la geometria elementare hanno calcolato la distanza dalla Terra al Sole. Il valore ottenuto da Cassini si è rivelato sottostimato del 7%.

Qual è la distanza dalla stella più vicina?

Il più vicino a sistema solare stella - Proxima Centauri, la distanza è di 4,3 anni luce, o 40 trilioni. km.

Come fanno gli astronomi a misurare le distanze?

Qual è la distanza dalla Terra al Sole?

Il Sole(di seguito denominata S.) - il corpo centrale del sistema solare, è una sfera di plasma caldo; S. è la stella più vicina alla Terra. Peso S. - 1.990 1030 kg(332.958 volte la massa della Terra). Il 99,866% della massa del sistema solare è concentrato a S. Parallasse solare (l'angolo in cui il raggio equatoriale della Terra è visibile dal centro di S., che si trova a una distanza media da S., è 8 "794 (4.263'10 \u003d 5 rad). La distanza dalla Terra a S(unità astronomica). Il diametro angolare medio di S. è 1919",26 (9.305'10 = 3 rad), che corrisponde al diametro lineare di S. 1.392'109 m (109 volte il diametro dell'equatore terrestre). La densità media di S. .1.41'103 kg/m3.L'accelerazione di gravità sulla superficie di S. è 273.98 m/s2.La velocità parabolica sulla superficie di S. (seconda velocità spaziale) 6,18'105 m/sec. La temperatura superficiale effettiva della radiazione solare, determinata secondo la legge della radiazione di Stefan-Boltzmann, in base alla radiazione totale della radiazione solare (vedi Radiazione solare), è 5770 K.

La storia delle osservazioni telescopiche di S. inizia con le osservazioni fatte da G. Galileo nel 1611; furono scoperte le macchie solari e fu determinato il periodo di rivoluzione solare attorno al suo asse. Nel 1843 l'astronomo tedesco G. Schwabe scoprì la ciclicità dell'attività solare. Lo sviluppo di metodi di analisi spettrale permise di studiare le condizioni fisiche del Sole. Nel 1814 J. Fraunhofer scoprì le righe di assorbimento oscure nello spettro del Sole. Questo segnò l'inizio dello studio della composizione chimica del Sole Dal 1836 sono state regolarmente osservate eclissi di Sole, che hanno portato alla scoperta della corona e della cromosfera del Sole. ., nonché delle protuberanze solari. Nel 1913, l'astronomo americano J. Hale osservò la divisione di Zeeman delle linee di Fraunhofer nello spettro delle macchie solari e dimostrò così l'esistenza di campi magnetici nel nord. Nel 1942, l'astronomo svedese B. Edlen e altri avevano identificato diverse linee nello spettro della corona solare con linee di elementi altamente ionizzati, dimostrando così l'elevata temperatura nella corona solare. Nel 1931 B. Lio inventò un coronografo solare, che permetteva di osservare la corona e la cromosfera senza eclissi. Nei primi anni '40. 20 ° secolo è stata scoperta l'emissione radio dal sole. fu lo sviluppo della magnetoidrodinamica e della fisica del plasma. Dopo l'inizio era spaziale studio dell'ultravioletto e radiazioni a raggi X S. è realizzato con i metodi dell'astronomia extra-atmosferica con l'ausilio di razzi, osservatori orbitali automatici su satelliti terrestri e laboratori spaziali con persone a bordo. In URSS, la ricerca sulla radiazione solare è condotta presso gli osservatori della Crimea e del Pulkovo e presso le istituzioni astronomiche di Mosca, Kiev, Tashkent e Alma-Ata. Abastumani, Irkutsk e altri La maggior parte degli osservatori astrofisici stranieri sono impegnati nella ricerca di S. (vedi Osservatori e istituti astronomici).

La rotazione di S. attorno all'asse avviene nella stessa direzione della rotazione della Terra, in un piano inclinato di 7? 15" rispetto al piano dell'orbita terrestre (l'eclittica). La velocità di rotazione è determinata da movimento visibile vari dettagli nell'atmosfera di S. e dallo spostamento di righe spettrali nello spettro del bordo del disco di S. dovuto all'effetto Doppler. Pertanto, è stato riscontrato che il periodo di rotazione del sole non è lo stesso a latitudini diverse. La posizione dei vari dettagli sulla superficie solare è determinata mediante coordinate eliografiche misurate dall'equatore solare (latitudine eliografica) e dal meridiano centrale del disco solare visibile o da qualche meridiano scelto come quello iniziale (il cosiddetto meridiano di Carrington) . Allo stesso tempo, si ritiene che S. ruoti come un corpo solido. La posizione del primo meridiano è indicata negli Annuari astronomici per ogni giorno. Qui vengono fornite anche informazioni sulla posizione dell'asse S sulla sfera celeste. Una rivoluzione relativa alla Terra di un punto con una latitudine eliografica di 17? impegnarsi per 27.275 giorni (periodo sinodico). Il tempo di rotazione alla stessa latitudine del Nord rispetto alle stelle (periodo siderale) è di 25,38 giorni. La velocità angolare di rotazione w per la rotazione siderale varia con la latitudine eliografica j secondo la legge: w = 14?, 44-3? sin2j al giorno. La velocità lineare di rotazione all'equatore del Nord è di circa 2.000 m/sec.

S. come stella è una tipica nana gialla e si trova nella parte centrale della sequenza principale di stelle del diagramma Hertzsprung-Russell.La magnitudine stellare fotovisiva apparente di S. è - 26,74, la magnitudine stellare assoluta visiva Mv è + 4.83. L'indice di colore di S. è per il caso delle regioni blu (B) e visive (V) dello spettro MB - MV = 0,65. Classe spettrale C. G2V. La velocità di movimento relativa alla totalità delle stelle più vicine è 19,7 × 103 m / s. S. si trova all'interno di uno dei bracci a spirale della nostra Galassia a una distanza di circa 10 kpc dal suo centro. Il periodo della rivoluzione solare intorno al centro della Galassia è di circa 200 milioni di anni. L'età di S. è di circa 5–109 anni.

La struttura interna di S. è determinata assumendo che sia un corpo sfericamente simmetrico ed è in equilibrio. L'equazione di trasferimento dell'energia, la legge di conservazione dell'energia, l'equazione di stato del gas ideale, la legge di Stefan-Boltzmann e le condizioni di equilibrio idrostatico, radiante e convettivo, insieme ai valori della luminosità totale, massa totale , e il raggio di C. determinato dalle osservazioni e dai dati sulla sua composizione chimica, consentono di costruire un modello struttura interna S. Si ritiene che il contenuto di idrogeno in S. in peso sia di circa il 70%, l'elio sia di circa il 27% e il contenuto di tutti gli altri elementi sia di circa il 2,5%. Sulla base di queste ipotesi, è stato calcolato che la temperatura al centro di S. è 10-15?106 K, la densità è di circa 1.5'105 kg/m3 e la pressione è 3.4'1016 N/m2 (circa 3 '1011 atmosfere). Si ritiene che la fonte di energia che reintegra le perdite di radiazioni e mantiene l'alta temperatura di C. siano reazioni nucleari che si verificano nelle profondità di C. La quantità media di energia generata all'interno di C. è 1,92 erg per g al secondo. l'energia è determinata reazioni nucleari dove l'idrogeno viene convertito in elio. Su S. sono possibili 2 gruppi di reazioni termonucleari di questo tipo: le cosiddette. ciclo protone-protone (idrogeno) e ciclo del carbonio (ciclo di Bethe). È molto probabile che nel solarium predomina il ciclo protone-protone, che consiste in tre reazioni, nel primo dei quali i nuclei di deuterio (un isotopo pesante dell'idrogeno, massa atomica 2) sono formati da nuclei di idrogeno; nel secondo dei nuclei di deuterio, si formano nuclei di isotopi di elio massa atomica 3 e, infine, nel terzo di essi si formano nuclei di un isotopo stabile di elio con massa atomica 4.

Il trasferimento di energia dagli strati interni di S. avviene principalmente per assorbimento radiazioni elettromagnetiche proveniente dal basso e successiva riemissione. Come risultato di una diminuzione della temperatura con la distanza dal centro della C., la lunghezza d'onda della radiazione aumenta gradualmente, che trasferisce la maggior parte dell'energia agli strati superiori (vedi la legge di radiazione di vino). movimento di materia calda dagli strati interni e raffreddata all'interno (convezione) gioca un ruolo significativo negli strati relativamente più alti, che formano la zona convettiva della radiazione solare, che inizia a una profondità di circa 0,2 raggi solari e ha uno spessore di circa 108 m La velocità dei movimenti convettivi aumenta con la distanza dal centro della zona solare e raggiunge (2–2, 5)?103 m/sec. Negli strati ancora più alti (nell'atmosfera atmosferica), l'energia viene nuovamente trasferita per irraggiamento. Negli strati superiori dell'atmosfera solare (nella cromosfera e nella corona), parte dell'energia viene fornita da onde meccaniche e magnetoidrodinamiche, che si generano nella zona convettiva ma vengono assorbite solo in questi strati. La densità nell'alta atmosfera è molto bassa e la necessaria rimozione di energia dovuta alla radiazione e alla conduzione del calore è possibile solo se la temperatura cinetica di questi strati è sufficientemente alta. Infine, nella parte superiore della corona solare, la maggior parte dell'energia viene portata via da flussi di materia che si allontanano dal sole, i cosiddetti. vento soleggiato. la temperatura in ogni strato è impostata ad un livello tale che il bilancio energetico si svolga automaticamente: la quantità di energia immessa per l'assorbimento di ogni tipo di radiazione, conducibilità termica o movimento della materia è uguale alla somma di tutte perdite di energia dello strato.

La radiazione totale della radiazione solare è determinata dall'illuminazione che crea sulla superficie terrestre, circa 100.000 lux quando il solare è al suo apice. Al di fuori dell'atmosfera, alla distanza media della Terra da nord, l'illuminazione è di 127.000 lux. L'intensità luminosa di S. è 2,84 × 1027. La quantità di energia luminosa che arriva in 1 minuto su un'area di 1 cm3, posta perpendicolarmente ai raggi solari al di fuori dell'atmosfera alla distanza media della Terra da S., è chiamata costante solare. La potenza della radiazione totale di S. è 3,83 × 1026 watt, di cui circa 2 × 1017 W hanno colpito la Terra, la luminosità media della superficie di S. (quando osservata al di fuori dell'atmosfera terrestre) è 1,98 × 109 nt, la luminosità del centro del disco di S. è 2,48×109 nt. La luminosità del disco S. diminuisce dal centro verso il bordo e questa diminuzione dipende dalla lunghezza d'onda, in modo che la luminosità sul bordo del disco S., ad esempio, per la luce con una lunghezza d'onda di 3600 A, sia di circa 0,2 della luminosità del suo centro e per 5000 A - circa 0,3 della luminosità del centro del disco C. All'estremità del disco C., la luminosità diminuisce di un fattore 100 in meno di un secondo dell'arco, quindi il bordo del disco C. appare molto nitido (Fig. 1).

La composizione spettrale della luce emessa dalla radiazione solare, cioè la distribuzione dell'energia nello spettro della radiazione solare (tenendo conto dell'influenza dell'assorbimento nell'atmosfera terrestre e dell'influenza delle righe di Fraunhofer), in termini generali corrisponde alla distribuzione di energia nella radiazione di un corpo assolutamente nero con una temperatura di circa 6000 K. Tuttavia, ci sono notevoli deviazioni in alcune parti dello spettro. L'energia massima nello spettro di S. corrisponde a una lunghezza d'onda di 4600 A. Lo spettro di S. è uno spettro continuo, sul quale sono sovrapposte più di 20mila linee di assorbimento (linee di Fraunhofer). Più del 60% di essi è identificato con le righe spettrali di noto elementi chimici confrontando le lunghezze d'onda e l'intensità relativa della linea di assorbimento nello spettro solare con gli spettri di laboratorio. Lo studio delle linee di Fraunhofer fornisce informazioni non solo sulla composizione chimica dell'atmosfera di S., ma anche su condizioni fisiche in quegli strati in cui si forma l'una o l'altra linea di assorbimento. L'elemento predominante in S. è l'idrogeno. Il numero di atomi di elio è 4-5 volte inferiore a quello dell'idrogeno. Il numero di atomi di tutti gli altri elementi combinati è almeno 1000 volte inferiore al numero di atomi di idrogeno. Tra questi, i più abbondanti sono ossigeno, carbonio, azoto, magnesio, silicio, zolfo, ferro e altri. Nello spettro di C. si possono anche identificare righe appartenenti a determinate molecole e radicali liberi: OH, NH, CH, CO , e altri.

I campi magnetici su S. sono misurati principalmente dalla divisione Zeeman delle linee di assorbimento nello spettro di S. (vedi effetto Zeeman). Ci sono diversi tipi di campi magnetici nel nord (vedi magnetismo solare). Il campo magnetico totale del sistema solare è piccolo e raggiunge un'intensità di 1 Oe di una polarità o dell'altra e cambia nel tempo. Questo campo è strettamente correlato al campo magnetico interplanetario e alla sua struttura settoriale. I campi magnetici associati all'attività solare possono raggiungere un'intensità di diverse migliaia di E nelle macchie solari La struttura dei campi magnetici nelle regioni attive è molto intricata, i poli magnetici di polarità diversa si alternano. Ci sono anche regioni magnetiche locali con intensità di campo di centinaia di Oe al di fuori delle macchie solari. I campi magnetici penetrano sia nella cromosfera che nella corona solare. I processi magnetogasdinamici e plasmatici svolgono un ruolo importante nel nord. Ad una temperatura di 5000-10.000 K, il gas è sufficientemente ionizzato, la sua conduttività è elevata e, a causa dell'enorme scala dei fenomeni solari, l'importanza delle interazioni elettromeccaniche e magnetomeccaniche è molto grande (vedi Magnetoidrodinamica cosmica).

L'atmosfera di S. è formata da strati esterni accessibili alle osservazioni. Quasi tutta la radiazione solare proviene dalla parte inferiore della sua atmosfera, chiamata fotosfera. Sulla base delle equazioni del trasferimento di energia radiativa, dell'equilibrio termodinamico radiativo e locale e del flusso di radiazione osservato, si può teoricamente costruire un modello per la distribuzione della temperatura e della densità con la profondità nella fotosfera. Lo spessore della fotosfera è di circa 300 km, la sua densità media è 3×10=4 kg/m3. la temperatura nella fotosfera diminuisce man mano che ci si sposta verso strati più esterni, il suo valore medio è di circa 6000 K, al confine della fotosfera è di circa 4200 K. La pressione varia da 2 × 104 a 102 N/m2. L'esistenza della convezione nella zona subfotosferica del solarium si manifesta nella luminosità irregolare della fotosfera e nella sua granularità visibile, la cosiddetta granularità. struttura di granulazione. I granuli sono punti luminosi di forma più o meno tondeggiante, visibili sull'immagine di S., ottenuta alla luce bianca (Fig. 2). La dimensione dei granuli è di 150-1000 km, la durata è di 5-10 min. i singoli granuli possono essere osservati per 20 minuti. A volte i granuli formano grappoli di dimensioni fino a 30.000 km I granuli sono più luminosi degli spazi intergranulari del 20-30%, che corrisponde a una differenza di temperatura media di 300 K. A differenza di altre formazioni, la granulazione sulla superficie di S. è la stessa latitudini eliografiche e dipende dall'attività solare. Le velocità dei movimenti caotici (velocità turbolente) nella fotosfera sono varie definizioni 1-3 km/sec. Nella fotosfera, quasi periodico movimenti oscillatori in direzione radiale. Si verificano in siti di 2-3 mila km di estensione, con un periodo di circa 5 minuti e un'ampiezza di velocità dell'ordine di 500 m/s.Dopo diversi periodi, le oscillazioni in un dato luogo svaniscono, quindi possono ripresentarsi. Le osservazioni hanno anche mostrato l'esistenza di cellule in cui il movimento avviene nella direzione orizzontale dal centro della cellula ai suoi confini. La velocità di tali movimenti è di circa 500 m/sec. Dimensioni delle cellule - supergranuli - 30-40 mila km. La posizione dei supergranuli coincide con le cellule della griglia cromosferica. Ai confini dei supergranuli, il campo magnetico è potenziato. Si presume che i supergranuli riflettano l'esistenza di cellule convettive della stessa dimensione a una profondità di diverse migliaia di km sotto la superficie. Inizialmente, si presumeva che la fotosfera emettesse solo una radiazione continua e che le linee di assorbimento si formassero nello strato di inversione situato sopra di essa. Successivamente si è scoperto che nella fotosfera si formano sia le righe spettrali che uno spettro continuo. Tuttavia, per semplificare i calcoli matematici nel calcolo delle righe spettrali, a volte viene utilizzato il concetto di strato di inversione.

Macchie solari e torce. Nella fotosfera si osservano spesso macchie solari e bagliori (Figg. 1 e 2). Le macchie solari sono formazioni scure, solitamente costituite da un nucleo più scuro (ombra) e dalla penombra che lo circonda. I diametri dei punti raggiungono i 200.000 km. A volte il punto è circondato da un bordo chiaro. I punti molto piccoli sono chiamati pori. La durata degli spot varia da alcune ore a diversi mesi. Nello spettro degli spot si osservano ancora più righe e bande di assorbimento che nello spettro della fotosfera, assomiglia allo spettro di una stella del tipo spettrale KO. Gli spostamenti di linea nello spettro dei punti dovuti all'effetto Doppler indicano il movimento della materia nei punti - deflusso a livelli inferiori e afflusso a livelli più alti, le velocità di movimento raggiungono 3 × 103 m/s (effetto Evershed). Dal confronto delle intensità di linea e dello spettro continuo di macchie e fotosfera, ne consegue che le macchie sono più fredde della fotosfera di 1-2 mila gradi (4500 K e meno). Di conseguenza, sullo sfondo della fotosfera, le macchie appaiono scure, la luminosità del nucleo è 0,2-0,5 della luminosità della fotosfera, la luminosità della penombra è di circa l'80% della fotosfera. Tutte le macchie solari hanno un forte campo magnetico, che raggiunge grandi macchie intensità di 5000 e. Tipicamente, i punti formano gruppi che, in termini di campo magnetico, possono essere unipolari, bipolari e multipolari, cioè contenenti molti punti di diversa polarità, spesso uniti da una penombra comune. Gruppi di macchie solari sono sempre circondati da facule e flocculi, protuberanze; brillamenti solari, e nella corona solare sopra di loro si osservano formazioni sotto forma di raggi di caschi, ventagli - tutto questo insieme forma una regione attiva nella C. Il numero medio annuo di punti osservati e regioni attive, nonché l'area media occupato da loro, varia con un periodo di circa 11 anni. Si tratta di un valore medio, mentre la durata dei singoli cicli di attività solare varia da 7,5 a 16 anni (vedi Attività solare). Numero più grande macchie, visibili contemporaneamente sulla superficie di S., varia per cicli diversi di più di due volte. Per lo più macchie si trovano nel cosiddetto. zone reali, che si estendono da 5 a 30? latitudine eliografica su entrambi i lati dell'equatore solare. All'inizio del ciclo di attività solare, la latitudine della posizione dei punti è maggiore, alla fine del ciclo è inferiore e alle latitudini più elevate compaiono i punti di un nuovo ciclo. Si osservano più spesso gruppi bipolari di macchie solari, costituiti da due grandi macchie solari: la macchia solare principale e la macchia solare successiva, con polarità magnetica opposta e diverse macchie solari più piccole. Le macchie hanno la stessa polarità durante l'intero ciclo dell'attività solare, queste polarità sono opposte negli emisferi nord e sud di C. Apparentemente, le macchie sono depressioni nella fotosfera e la densità della materia in esse minore densità sostanze nella fotosfera allo stesso livello.

Nelle regioni solari attive si osservano facole, formazioni fotosferiche luminose che sono visibili alla luce bianca prevalentemente vicino al bordo del disco solare.Le facole di solito compaiono prima delle macchie solari ed esistono per qualche tempo dopo la loro scomparsa. L'area dei siti delle torce è molte volte più grande dell'area del corrispondente gruppo di macchie solari. Il numero di torce sul disco solare dipende dalla fase del ciclo di attività solare. Le facole hanno il massimo contrasto (18%) vicino al bordo del disco C., ma non proprio al bordo. Al centro del disco di C. le facule sono praticamente invisibili e il loro contrasto è molto piccolo. le torce hanno una struttura fibrosa complessa, il loro contrasto dipende dalla lunghezza d'onda alla quale vengono effettuate le osservazioni. la temperatura delle torce è di diverse centinaia di gradi superiore alla temperatura della fotosfera, la radiazione totale da 1 cm2 supera quella fotosferica del 3-5%. Apparentemente, le facule si alzano leggermente al di sopra della fotosfera. La durata media della loro esistenza è di 15 giorni, ma può raggiungere quasi i 3 mesi.

Cromosfera. Sopra la fotosfera c'è uno strato dell'atmosfera chiamato cromosfera. Senza speciali telescopi con filtri ottici a banda stretta, la cromosfera è visibile solo durante le eclissi solari totali come un anello rosa che circonda il disco scuro, in quei minuti in cui la Luna copre completamente la fotosfera. Quindi si può osservare lo spettro della cromosfera, il cosiddetto. spettro del flash. Ai margini del disco di S., la cromosfera appare all'osservatore come una striscia irregolare, da cui sporgono singoli denti - spicole cromosferiche. Il diametro delle spicole è di 200-2000 km, l'altezza è di circa 10.000 km e la velocità di aumento del plasma nelle spicole è fino a 30 km/sec. Nel nord esistono contemporaneamente fino a 250.000 spicole. Se osservata in luce monocromatica (ad esempio, alla luce della linea di calcio ionizzato 3934 A), sul disco C. è visibile una rete cromosferica luminosa, costituita da noduli separati - piccoli noduli con un diametro di 1000 km e grande diametro da 2000 a 8000 km. I grandi noduli sono gruppi di piccoli. La dimensione delle celle della griglia è di 30-40 mila km Si ritiene che le spicole si formino ai confini delle cellule della griglia cromosferica. Se osservata alla luce della linea rossa dell'idrogeno 6563 A, una caratteristica struttura a vortice è visibile vicino alle macchie solari nella cromosfera (Fig. 3). La densità nella cromosfera diminuisce con l'aumentare della distanza dal centro C. Il numero di atomi in 1 cm3 varia da 1015 vicino alla fotosfera a 109 nella parte superiore della cromosfera. Lo spettro della cromosfera è costituito da centinaia di righe spettrali di emissione di idrogeno, elio e metalli. Le più forti sono la linea rossa dell'idrogeno Na (6563 A) e le linee H e K del calcio ionizzato con una lunghezza d'onda di 3968 A e 3934 A. La lunghezza della cromosfera non è la stessa se osservata in diversi spettri, linee : nelle righe cromosferiche più forti può essere rintracciato fino a 14 000 km sopra la fotosfera. Lo studio degli spettri della cromosfera ha portato alla conclusione che nello strato in cui avviene il passaggio dalla fotosfera alla cromosfera, la temperatura passa per un minimo e, all'aumentare dell'altezza sopra la base della cromosfera, diventa uguale a 8-10 mila K, e ad un'altitudine di diverse migliaia di km raggiunge 15 -20 mila K. È stato stabilito che nella cromosfera c'è un movimento caotico (turbolente) di masse di gas con velocità fino a 15?103 m/ s. Nella linea Ha sono chiaramente visibili formazioni scure chiamate fibre. Al bordo del disco di S., i filamenti sporgono oltre il disco e si osservano contro il cielo come protuberanze luminose. Molto spesso, filamenti e protuberanze si trovano in quattro zone poste simmetricamente rispetto all'equatore solare: zone polari a nord di + 40? e sud -40? latitudine eliografica e zone di bassa latitudine intorno? trenta? all'inizio del ciclo di attività solare e 17? alla fine del ciclo. I filamenti e le protuberanze delle zone di bassa latitudine mostrano un ciclo ben definito di 11 anni; il loro massimo coincide con il massimo delle macchie solari. Nelle protuberanze ad alta latitudine la dipendenza dalle fasi del ciclo di attività solare è meno pronunciata, il massimo si verifica 2 anni dopo il massimo delle macchie solari. I filamenti, che sono protuberanze tranquille, possono raggiungere la lunghezza del raggio solare ed esistono per diverse rotazioni del nord.L'altezza media delle protuberanze sopra la superficie del nord è di 30-50mila km, la lunghezza media è di 200mila km , e la larghezza è di 5 mila km. Secondo gli studi di A. B. Severny, tutte le protuberanze possono essere divise in 3 gruppi in base alla natura dei loro movimenti: elettromagnetico, in cui i movimenti si verificano lungo traiettorie curve ordinate - linee di forza campo magnetico; caotico, in cui predominano i movimenti disordinati e turbolenti (velocità dell'ordine di 10 km/sec); eruttiva, in cui la sostanza di una protuberanza inizialmente tranquilla con movimenti caotici viene espulsa improvvisamente a velocità crescente (raggiungendo i 700 km/s) lontano da C. la temperatura nelle protuberanze (filamenti) è di 5-10 mila K, la densità è vicino a media densità cromosfera. I filamenti, che sono protuberanze attive e che cambiano rapidamente, di solito cambiano fortemente nell'arco di diverse ore o addirittura minuti. La forma e la natura dei movimenti nelle protuberanze sono strettamente correlate al campo magnetico nella cromosfera e nella corona solare.

La corona solare è la parte più esterna e rarefatta dell'atmosfera solare, che si estende su diversi (più di 10) raggi solari. Fino al 1931, la corona poteva essere osservata solo durante le eclissi solari totali sotto forma di un bagliore di perle argentate attorno al disco S. coperto dalla Luna (vedi vol. 9, riquadro a pp. 384-385). I dettagli della sua struttura risaltano bene nella corona: caschi, ventagli, raggi coronali e spazzole polari. Dopo l'invenzione del coronografo, la corona solare iniziò ad essere osservata al di fuori delle eclissi. Forma generale della corona cambia con la fase del ciclo di attività solare: negli anni di minimo la corona è fortemente allungata lungo l'equatore; negli anni di massimo è quasi sferica. Alla luce bianca, la luminosità della superficie della corona solare è un milione di volte inferiore alla luminosità del centro del disco C. Il suo bagliore si forma principalmente come risultato della dispersione della radiazione fotosferica da parte degli elettroni liberi. Quasi tutti gli atomi nella corona sono ionizzati. La concentrazione di ioni ed elettroni liberi alla base della corona è di 109 particelle per 1 cm3. Il riscaldamento della corona avviene in modo simile al riscaldamento della cromosfera. Il maggior rilascio di energia si verifica nella parte inferiore della corona, ma a causa dell'elevata conduttività termica, la corona è quasi isotermica: la temperatura scende molto lentamente verso l'esterno. Il deflusso di energia nella corona avviene in diversi modi. Nella parte inferiore della corona, il ruolo principale è svolto dal trasferimento di energia verso il basso dovuto alla conduzione del calore. La perdita di energia è causata dalla fuoriuscita delle particelle più veloci dalla corona. Nelle parti esterne della corona, la maggior parte dell'energia viene portata via dal vento solare, un flusso di gas coronale la cui velocità aumenta con la distanza da nord da pochi km/sec sulla sua superficie a 450 km/sec sulla Terra distanza. la temperatura nella corona supera i 106K. Nelle regioni attive, la temperatura è più alta, fino a 107 K. Al di sopra delle regioni attive, le cosiddette. condensazioni coronali, in cui la concentrazione di particelle aumenta di dieci volte. Parte della radiazione della corona interna è costituita dalle linee di radiazione di atomi ionizzati moltiplicati di ferro, calcio, magnesio, carbonio, ossigeno, zolfo e altri elementi chimici. Si osservano sia nella parte visibile dello spettro che nella regione dell'ultravioletto. Nella corona solare vengono generati radiazioni solari nell'intervallo del metro e raggi X, che vengono amplificati molte volte nelle regioni attive. I calcoli hanno mostrato che la corona solare non è in equilibrio con il mezzo interplanetario. Flussi di particelle si propagano dalla corona nello spazio interplanetario, formando il vento solare. C'è uno strato di transizione relativamente sottile tra la cromosfera e la corona, in cui la temperatura sale bruscamente a valori caratteristici della corona. Le condizioni al suo interno sono determinate dal flusso di energia dalla corona come risultato della conduzione del calore. Lo strato di transizione è la fonte della maggior parte della radiazione ultravioletta C. La cromosfera, lo strato di transizione e la corona producono tutta l'emissione radio C osservata. Nelle regioni attive, la struttura della cromosfera, della corona e dello strato di transizione cambia. Questo cambiamento, tuttavia, non è ancora ben compreso.

Bagliori solari. Nelle regioni attive della cromosfera si osservano aumenti di luminosità improvvisi e relativamente a breve termine, visibili contemporaneamente in molte righe spettrali. Queste formazioni luminose esistono da alcuni minuti a diverse ore e sono chiamate brillamenti solari (il nome precedente è brillamenti cromosferici). I bagliori si vedono meglio alla luce della linea dell'idrogeno Ha, ma i più luminosi a volte si vedono alla luce bianca. Nello spettro di un brillamento solare, ci sono diverse centinaia di righe di emissione di vari elementi, neutri e ionizzati. la temperatura di quegli strati dell'atmosfera solare che brillano nelle linee cromosferiche (1-2) è ≈104 K, negli strati più alti - fino a 107 K. La densità delle particelle nel bagliore raggiunge 1013-1014 in 1 cm3. L'area dei brillamenti solari può raggiungere i 1015 m3. Tipicamente, i brillamenti solari si verificano vicino a gruppi di macchie solari in rapido sviluppo con campi magnetici complessi. Sono accompagnati dall'attivazione di fibre e flocculi, nonché dal rilascio di materia. Durante un brillamento viene rilasciata una grande quantità di energia (fino a 1010-1011 J) Si presume che l'energia di un brillamento solare sia inizialmente immagazzinata in un campo magnetico e quindi rilasciata rapidamente, il che porta al riscaldamento locale e all'accelerazione di protoni ed elettroni, provocando un ulteriore riscaldamento del gas, il suo bagliore in diverse parti dello spettro della radiazione elettromagnetica, la formazione di un'onda d'urto. I brillamenti solari producono un aumento significativo della radiazione ultravioletta solare e sono accompagnati da esplosioni di raggi X (a volte molto potenti), esplosioni di emissioni radio e dall'espulsione di corpuscoli ad alta energia fino a 1010 eV. A volte si osservano esplosioni di emissione di raggi X anche senza amplificazione del bagliore nella cromosfera. Alcuni brillamenti solari (sono chiamati brillamenti protonici) sono accompagnati da flussi particolarmente forti di particelle energetiche - raggi cosmici. origine solare. I lampi di protoni rappresentano un pericolo per gli astronauti in volo, perché particelle energetiche che entrano in collisione con atomi di guscio navicella spaziale, generano bremsstrahlung, raggi X e radiazioni gamma e talvolta in dosi pericolose.

Influenza dell'attività solare sui fenomeni terrestri. S. è in definitiva la fonte di tutti i tipi di energia utilizzati dall'umanità (tranne l'energia atomica). Questa è l'energia del vento, dell'acqua che cade, l'energia rilasciata durante la combustione di tutti i tipi di combustibili. L'influenza dell'attività solare sui processi che si verificano nell'atmosfera, nella magnetosfera e nella biosfera della Terra è molto varia (vedi Relazioni Solare-Terrestre).

Strumenti per lo studio di S. Le osservazioni di S. vengono effettuate con l'ausilio di rifrattori di piccole o medie dimensioni e di grandi telescopi a specchio, in cui la maggior parte delle ottiche è stazionaria, e i raggi solari sono diretti all'interno dell'installazione orizzontale oa torre del telescopio utilizzando uno (siderostato, eliostato) o due (coelostato) specchi mobili (vedi Fig. ad Art. Tower Telescope). Durante la costruzione di grandi telescopi solari, viene prestata particolare attenzione all'elevata risoluzione spaziale sul disco C. All'interno del coronografo, l'immagine di S. è eclissata da una "Luna" artificiale, uno speciale disco opaco. In un coronografo, la quantità di luce diffusa è molte volte ridotta, così che gli strati più esterni dell'atmosfera C possono essere osservati al di fuori dell'eclissi I telescopi solari sono spesso dotati di filtri ottici a banda stretta, che consentono di osservare nel luce di una singola riga spettrale. Sono stati inoltre realizzati filtri a densità neutra con trasparenza variabile lungo il raggio, che consentono di osservare la corona solare a una distanza di diversi raggi C. I grandi telescopi solari sono generalmente dotati di potenti spettrografi con registrazione fotografica o fotoelettrica degli spettri. Lo spettrografo può anche avere un magnetografo, un dispositivo per studiare la divisione Zeeman e la polarizzazione delle linee spettrali e determinare l'intensità e la direzione del campo magnetico su C. La necessità di eliminare l'effetto travolgente l'atmosfera terrestre, così come gli studi sulla radiazione solare nell'ultravioletto, nell'infrarosso e in alcune altre regioni spettrali che vengono assorbite nell'atmosfera terrestre, hanno portato alla creazione di osservatori orbitali al di fuori dell'atmosfera, che consentono di ottenere spettri di radiazione solare e singoli formazioni sulla sua superficie al di fuori dell'atmosfera terrestre.

Ci sono 3 opzioni per deorbitare: passare a una nuova orbita (che, a sua volta, può essere più vicina o più lontana dal sole, o anche essere molto allungata), cadere nel Sole e lasciare il sistema solare. Considera solo la terza opzione, che, secondo me, è la più interessante.

Man mano che ci allontaniamo dal sole, ci sarà meno luce ultravioletta per la fotosintesi e la temperatura media del pianeta diminuirà di anno in anno. Le piante saranno le prime a soffrire, provocando gravi shock alle catene alimentari e agli ecosistemi. E era glaciale arriva abbastanza velocemente. Le uniche oasi con più o meno condizioni saranno vicino a sorgenti geotermiche, geyser. Ma non per molto.

Dopo un certo numero di anni (a proposito, non ci saranno più stagioni), a una certa distanza dal sole, sulla superficie del nostro pianeta inizieranno piogge insolite. Saranno piogge di ossigeno. Se sei fortunato, forse nevicherà per l'ossigeno. Non posso dirlo con certezza se le persone saranno in grado di adattarsi a questo in superficie: non ci sarà nemmeno cibo, l'acciaio in tali condizioni sarà troppo fragile, quindi non è chiaro come estrarre carburante. la superficie dell'oceano si congelerà a una profondità solida, la calotta glaciale coprirà l'intera superficie del pianeta ad eccezione delle montagne a causa dell'espansione del ghiaccio: il nostro pianeta diventerà bianco.

Ma la temperatura del nucleo del pianeta, il mantello non cambierà, così che sotto la calotta glaciale a una profondità di diversi chilometri la temperatura rimarrà abbastanza tollerabile. (se scavi una tale miniera e fornisci cibo e ossigeno costanti, puoi persino vivere lì)

La cosa più divertente è nelle profondità del mare. Dove anche adesso nessun raggio di luce penetra. Lì, a una profondità di diversi chilometri sotto la superficie dell'oceano, ci sono interi ecosistemi che non dipendono assolutamente dal sole, dalla fotosintesi o dal calore solare. Hanno i loro cicli della materia, la chemiosintesi invece della fotosintesi, e la temperatura desiderata è mantenuta dal calore del nostro pianeta (attività vulcanica, sorgenti termali sottomarine e così via).Dato che la temperatura all'interno del nostro pianeta è fornita dalla sua gravità, massa, anche senza il sole, quindi al di fuori dei sistemi solari, vi saranno mantenute condizioni stabili, la temperatura desiderata. E la vita che ribolle nelle profondità del mare, in fondo all'oceano, non si accorgerà nemmeno che il sole è scomparso. Quella vita non saprà nemmeno che il nostro pianeta una volta ruotava attorno al sole. Forse si evolverà.

È anche improbabile ma anche possibile che una palla di neve - la Terra un giorno, dopo miliardi di anni, voli verso una delle stelle della nostra galassia e cada nella sua orbita. È anche possibile che in quell'orbita di un'altra stella il nostro pianeta si "sgeli" e appaiano in superficie condizioni favorevoli alla vita. Forse la vita nelle profondità del mare, dopo aver superato tutto questo percorso, tornerà in superficie, come è già successo una volta. Forse, come risultato dell'evoluzione sul nostro pianeta dopo questo, la vita intelligente riapparirà. E infine, forse troveranno dei media sopravvissuti con domande e risposte del sito nei resti di uno dei data center

• Possiamo installare una serie di grandi riflettori nel punto di Lagrange L1 per evitare che parte della luce raggiunga la Terra.
• Possiamo geoingegnerizzare l'atmosfera/l'albedo del nostro pianeta in modo che rifletta più luce e assorba meno.
• Possiamo liberare il pianeta effetto serra, rimuovendo dall'atmosfera le molecole di metano e anidride carbonica.
• Possiamo lasciare la Terra e concentrarci sulla terraformazione di mondi esterni come Marte.

In teoria, tutto può funzionare, ma richiederà un enorme sforzo e supporto.

Tuttavia, la decisione di migrare la Terra verso un'orbita lontana potrebbe diventare definitiva. E anche se dovremo rimuovere costantemente il pianeta dall'orbita per mantenere una temperatura costante, ci vorranno centinaia di milioni di anni. Per compensare l'effetto di un aumento dell'1% della luminosità del Sole, la Terra deve essere spostata dello 0,5% della distanza dal Sole; per compensare l'aumento del 20% (cioè in 2 miliardi di anni), la Terra deve essere tirata ulteriormente del 9,5%. La Terra non sarà più a 149.600.000 km dal Sole, ma a 164.000.000 di km.

La distanza dalla Terra al Sole non è cambiata molto negli ultimi 4,5 miliardi di anni. Ma se il Sole continua a scaldarsi e non vogliamo che la Terra sia completamente fritta, dovremo considerare seriamente la possibilità di una migrazione planetaria.

Questo richiede molta energia! Spostare la Terra - tutti i suoi sei settilioni di chilogrammi (6 x 10 24) - lontano dal Sole - significa cambiare in modo significativo i nostri parametri orbitali. Se spostiamo il pianeta dal Sole a 164.000.000 di km, si noteranno evidenti differenze:

• La Terra orbita attorno al Sole il 14,6% in più
• per mantenere un'orbita stabile, la nostra velocità orbitale deve scendere da 30 km/s a 28,5 km/s
• se il periodo di rotazione della Terra rimane lo stesso (24 ore), l'anno non sarà 365, ma 418 giorni
• Il Sole sarà molto più piccolo nel cielo - del 10% - e le maree causate dal Sole saranno più deboli di qualche centimetro

Se il Sole si gonfia di dimensioni e la Terra si allontana da esso, questi due effetti non si annullano del tutto; Il sole apparirà più piccolo rispetto alla Terra

Ma per portare la Terra così lontano, dobbiamo fare cambiamenti energetici molto grandi: dovremo cambiare l'energia potenziale gravitazionale del sistema Sole-Terra. Anche tenendo conto di tutti gli altri fattori, inclusa la decelerazione della Terra attorno al Sole, dovremmo modificare l'energia orbitale terrestre di 4,7 x 10 35 joule, che equivale a 1,3 x 10 20 terawattora: 10 15 volte la costo energetico annuale sostenuto dall'umanità. Si potrebbe pensare che in due miliardi di anni sarebbero diversi, e lo sono, ma non di molto. Avremo bisogno di 500.000 volte più energia di quella che l'umanità genera oggi nel mondo, e tutto questo andrà al movimento della Terra in posto sicuro.

La velocità con cui i pianeti ruotano attorno al Sole dipende dalla loro distanza dal Sole. La lenta migrazione della Terra del 9,5% della distanza non disturberà le orbite di altri pianeti.

La tecnologia non è il problema più difficile. La domanda difficile è molto più fondamentale: come otteniamo tutta questa energia? In realtà, esiste un solo luogo che soddisferà le nostre esigenze: il Sole stesso. Attualmente, la Terra riceve dal Sole circa 1500 watt di energia per metro quadrato. Per ottenere abbastanza energia per muovere la Terra nel giusto lasso di tempo, dovremmo costruire un array (nello spazio) che raccoglierebbe 4,7 x 10 35 joule di energia, uniformemente, in 2 miliardi di anni. Ciò significa che abbiamo bisogno di un array di area 5 x 10 15 metri quadrati(e 100% di efficienza), che equivale all'intera area di dieci pianeti, come la nostra.

Il concetto di energia solare spaziale è stato sviluppato per molto tempo, ma nessuno ha ancora immaginato una matrice di celle solari con una dimensione di 5 miliardi di chilometri quadrati.

Pertanto, per spostare la Terra su un'orbita sicura lontano, è necessario un pannello solare di 5 miliardi di chilometri quadrati con un'efficienza del 100%, tutta l'energia del quale sarà spesa per spingere la Terra in un'altra orbita per 2 miliardi di anni. È fisicamente possibile? Assolutamente. CON moderne tecnologie? Affatto. È praticamente possibile? Con quello che sappiamo ora, quasi certamente no. È difficile trascinare un intero pianeta per due motivi: in primo luogo, per la forza dell'attrazione gravitazionale del Sole e per la massa della Terra. Ma abbiamo proprio un tale Sole e una tale Terra, e il Sole si scalderà indipendentemente dalle nostre azioni. Fino a quando non capiremo come raccogliere e utilizzare questa quantità di energia, avremo bisogno di altre strategie.

Impossibile da spiegare... 29 settembre 2016

Gli scienziati del Jet Propulsion Laboratory della NASA e del Los Alamos National Laboratory (USA) hanno compilato un elenco di fenomeni astronomici osservati nel sistema solare che sono completamente impossibili da spiegare ...

Questi fatti sono stati ripetutamente verificati e non c'è motivo di dubitare della loro realtà. Sì, ma non si adattano affatto all'immagine esistente del mondo. E questo significa che o non comprendiamo correttamente le leggi della natura, o ... qualcuno cambia costantemente queste stesse leggi.

Guarda alcuni esempi qui:

Chi accelera le sonde spaziali

Nel 1989 la navicella Galileo partì per un lungo viaggio verso Giove. Per dargli la velocità desiderata, gli scienziati hanno usato una "manovra gravitazionale". La sonda si è avvicinata alla Terra due volte in modo che la gravità del pianeta potesse "spingerlo", dandogli un'accelerazione aggiuntiva. Ma dopo le manovre, la velocità del Galileo si è rivelata superiore a quella calcolata.

La tecnica è stata elaborata e in precedenza tutti i dispositivi hanno accelerato normalmente. Quindi gli scienziati hanno dovuto inviarne altri tre stazioni di ricerca. La sonda NEAR andò sull'asteroide Eros, la Rosetta volò per studiare la cometa Churyumov-Gerasimenko e la Cassini andò su Saturno. Tutti hanno eseguito la manovra gravitazionale allo stesso modo e per tutti la velocità finale si è rivelata superiore a quella calcolata: gli scienziati hanno seguito seriamente questo indicatore dopo l'anomalia rilevata da Galileo.

Non c'era alcuna spiegazione per quello che stava succedendo. Ma tutti i dispositivi inviati su altri pianeti dopo Cassini, per qualche ragione, non hanno ricevuto una strana accelerazione aggiuntiva durante la manovra gravitazionale. Allora, qual è stato il “qualcosa” tra il 1989 (Galileo) e il 1997 (Cassini) che ha dato una spinta in più a tutte le sonde che sono andate nello spazio profondo?

Gli scienziati stanno ancora alzando le spalle: chi aveva bisogno di "spingere" quattro satelliti? Nei circoli ufologici, esisteva persino una versione secondo cui una certa Mente Superiore decise che sarebbe stato necessario aiutare i terrestri a esplorare il sistema solare.

Ora questo effetto non viene osservato e non si sa se riapparirà mai.

Perché la terra sta scappando dal sole?

Gli scienziati hanno imparato da tempo a misurare la distanza dal nostro pianeta alla stella. Ora è considerato pari a 149.597.870 chilometri. In precedenza, si credeva che fosse immutabile. Ma nel 2004, gli astronomi russi hanno scoperto che la Terra si allontana dal Sole di circa 15 centimetri all'anno, cioè 100 volte più dell'errore di misurazione.

Ciò che accade è ciò che è stato precedentemente descritto solo in romanzi fantasy: il pianeta è andato in "libera fluttuazione"? La natura del viaggio iniziato è ancora sconosciuta. Naturalmente, se il tasso di rimozione non cambia, passeranno centinaia di milioni di anni prima che ci allontaniamo dal Sole così tanto da congelare il pianeta. Ma improvvisamente la velocità aumenterà. O, al contrario, la Terra comincerà ad avvicinarsi alla stella?

Finora, nessuno sa cosa accadrà dopo.

Chi "pionieri" non lascia andare all'estero

Le sonde americane Pioneer 10 e Pioneer 11 furono lanciate rispettivamente nel 1972 e nel 1983. Ormai dovrebbero aver già lasciato il sistema solare. Tuttavia, ad un certo momento, sia l'uno che il secondo, per ragioni sconosciute, hanno cominciato a cambiare la loro traiettoria, come se una forza sconosciuta non volesse lasciarli andare troppo lontano.

"Pioneer-10" ha già deviato di quattrocentomila chilometri dalla traiettoria calcolata. "Pioneer-11" ripete esattamente il percorso di un compagno. Ci sono molte versioni: l'influenza del vento solare, la perdita di carburante, gli errori di programmazione. Ma non tutte sono molto convincenti, poiché entrambe le navi, varate con un intervallo di 11 anni, si comportano allo stesso modo.

Se non prendi in considerazione gli intrighi degli alieni o il piano divino di non far uscire le persone dal sistema solare, forse qui si manifesta l'influenza della misteriosa materia oscura. O ci sono degli effetti gravitazionali a noi sconosciuti?

Ciò che si nasconde alla periferia del nostro sistema

Lontano, molto oltre il pianeta nano Plutone si trova il misterioso asteroide Sedna, uno dei più grandi del nostro sistema. Inoltre, Sedna è considerato l'oggetto più rosso nel nostro sistema: è persino più rosso di Marte. Perché è sconosciuto.

Ma il mistero principale sta altrove. Fa una rivoluzione completa intorno al Sole in 10 mila anni. Inoltre, circola in un'orbita molto allungata. O questo asteroide ci è arrivato da un altro sistema stellare, o forse, come credono alcuni astronomi, è stato buttato fuori da un'orbita circolare dall'attrazione gravitazionale di qualche grande oggetto. Che cosa? Gli astronomi non hanno modo di rilevarlo.

Perché le eclissi solari sono così perfette

Nel nostro sistema, le dimensioni del Sole e della Luna, così come la distanza dalla Terra alla Luna e al Sole, sono selezionate in modo molto originale. Se si osserva un'eclissi solare dal nostro pianeta (a proposito, l'unico in cui c'è vita intelligente), il disco di Selena copre il disco del luminare in modo perfettamente uniforme: le loro dimensioni coincidono esattamente.

Se la Luna fosse un po' più piccola o più lontana dalla Terra, non avremmo mai eclissi solari totali. Incidente? Qualcosa è incredibile...

Perché viviamo così vicino alla nostra stella

In tutto studiato dagli astronomi sistemi stellari i pianeti sono disposti nello stesso ordine: pianeta più grande più è vicino al sole. Nel nostro sistema solare, i giganti - Saturno e Giove - si trovano nel mezzo, saltando davanti ai "bambini" - Mercurio, Venere, Terra e Marte. Perché ciò sia accaduto è sconosciuto.

Se avessimo lo stesso ordine mondiale nelle vicinanze di tutte le altre stelle, allora la Terra sarebbe da qualche parte nella regione dell'attuale Saturno. E regna un freddo infernale e nessuna condizione per una vita intelligente.

Segnale radio dalla costellazione del Sagittario

Negli anni '70 negli Stati Uniti iniziò un programma per cercare possibili segnali radio alieni. Per fare ciò, il radiotelescopio è stato diretto in diverse parti del cielo e ha scansionato l'etere a frequenze diverse, cercando di rilevare un segnale di origine artificiale.

Per diversi anni gli astronomi non hanno potuto vantare almeno alcuni risultati. Ma il 15 agosto 1977, mentre l'astronomo Jerry Ehman era in servizio, un registratore che registrava tutto ciò che cadeva nelle "orecchie" del radiotelescopio registrava un segnale o un rumore della durata di 37 secondi. Questo fenomeno si chiama Wow! - secondo una nota a margine, che è stata tirata in inchiostro rosso dallo stordito Ehman.

"Segnale" era a una frequenza di 1420 MHz. Secondo gli accordi internazionali, nessun trasmettitore terrestre opera in questa fascia. Procedeva dalla direzione della costellazione del Sagittario, dove la stella più vicina si trova a una distanza di 220 anni luce dalla Terra. Che fosse artificiale, non c'è ancora una risposta. Successivamente, gli scienziati hanno ripetutamente cercato in quest'area del cielo. Ma inutilmente.

Materia oscura

Tutte le galassie nel nostro universo ruotano attorno allo stesso centro ad alta velocità. Ma quando gli scienziati hanno calcolato le masse totali delle galassie, si è scoperto che sono troppo leggere. E secondo le leggi della fisica, tutta questa giostra si sarebbe rotta molto tempo fa. Tuttavia, non si rompe.

Per spiegare cosa sta succedendo, gli scienziati hanno ipotizzato che ci sia una sorta di materia oscura nell'Universo che non può essere vista. Ma ecco cos'è e come sentirlo, gli astronomi non lo rappresentano ancora. Sappiamo solo che la sua massa è il 90% della massa dell'universo. E questo significa che sappiamo che tipo di mondo ci circonda, solo un decimo.

Vita su Marte

La ricerca di sostanze organiche sul Pianeta Rosso iniziò nel 1976: la navicella spaziale americana Viking atterrò lì. Hanno dovuto condurre una serie di esperimenti per confermare o smentire l'ipotesi dell'abitabilità del pianeta. I risultati si sono rivelati contraddittori: da un lato è stato rilevato metano nell'atmosfera di Marte - ovviamente di origine biogenica, ma non è stata identificata una sola molecola organica.

Gli strani risultati degli esperimenti furono attribuiti a Composizione chimica suolo marziano e ha deciso che non c'è ancora vita sul Pianeta Rosso. Tuttavia, numerosi altri studi suggeriscono che una volta c'era umidità sulla superficie di Marte, il che parla ancora una volta a favore dell'esistenza della vita. Secondo alcuni, si può parlare di forme di vita sotterranee.

Quali indovinelli non valgono un accidente?

fonti