систему координат, аналогичную земной широте и долготе, проецируемой на небо. Объекты в небе могут быть разделены на много градусов, и мы можем измерить эти видимые положения с поразительной точностью. Угловые размеры и расстояния менее десяти тысячных градуса являются обычным явлением.

Мы можем напрямую измерять свойства волн, собранные с помощью инструментов на телескопах и других объектах здесь, на Земле, или которые мы запустили в космос. Свойства световой волны включают частоту (количество волн, проходящих в секунду), длину волны и амплитуду волны (интенсивность). Наши глаза воспринимают различия в частоте или длине волны как различия в цвете. За последние несколько лет мы также научились обнаруживать гравитационные волны.

Примеры частиц, которые мы непосредственно наблюдаем, включают электроны, а также нейтрино - почти безмассовые и меньшие по размеру, чем электроны, - которые испускаются во время очень высокоэнергетических процессов, таких как ядерные реакции в ядрах Солнца и других звезд или во время звездных взрывов. Мы также наблюдаем взаимодействие высокоэнергетических электронов, протонов и альфа-частиц - ядер атомов гелия - с атмосферой Земли. Эти частицы, также называемые космическими лучами, испускаются астрономическими объектами во время высокоэнергетических процессов.

Вот и все. За исключением гравитационных волн и частиц высокой энергии, которые требуют более сложных средств обнаружения, каждый может провести эти измерения с помощью телескопа скромного размера у себя во дворе. Конечно, несмотря на язвительное название этого эссе, мы знаем физическую природу небесных объектов, таких как звезды и галактики; у нас есть способы перейти от этих семи обыденных измерений к этим интересным физическим свойствам.

В начале недавнего вводного курса астрономии я поставил перед своими студентами задачу: перечислить физические свойства звезд, которые позволяют нам полностью определить звезду, отличить ее от других астрономических объектов и сравнить ее с другими звездами.

Вот список, который они создали: температура, светимость (сколько световой энергии звезда излучает с течением времени), размер, масса, химический состав, возраст и расстояние от Земли.

Все, что мы знаем о звездах, основано на измерениях видимых свойств. Начнем с температуры. Поскольку у нас нет космического термометра, мы определяем температуру, измеряя видимую яркость объекта в различных видимых цветах и сравнивая их друг с другом, а также с аналогичными измерениями светящихся объектов на Земле - например, нитей лампочки, температуру которых мы можем измерить напрямую. Плотные объекты, которые светятся ярче в красном свете, холоднее, чем объекты, которые светятся ярче в синем свете. Используя спектр - звездный свет, рассеянный в радуге видимых цветов - мы можем еще точнее определить звездную температуру. Хотите узнать температуру звезды? Измерьте его видимый цвет.

Как насчет расстояния? Космической линейки также не существует, поэтому мы определяем расстояние, проводя точные измерения параллакса - того, как угловые положения объектов на небе меняются по мере нашего обращения вокруг Солнца, - а затем применяем методы триангуляции (геометрии), аналогичные тем, которые используются геодезистами на Земле. Возможно, вы помните, что если мы знаем длину короткой стороны прямоугольного треугольника и угол между длинной стороной и гипотенузой треугольника, мы можем вычислить длину длинной стороны. Для звезды короткая сторона треугольника - это расстояние Земля-Солнце, угол - это параллакс, который мы измеряем по изменению углового положения звезды, а длинная сторона - это расстояние от Солнца до звезды. Хотите узнать расстояние до звезды? Измерьте его видимое положение на небе и то, как это положение меняется со временем.

Какова светимость или лучистая энергия звезды? Мы можем определить яркость светящегося объекта, если знаем его видимую яркость и расстояние от нас. Вещи имеют тенденцию выглядеть более тусклыми, чем дальше они находятся. Таким образом, тусклая звезда может иметь низкую светимость или быть очень яркой и находиться очень далеко. Кажущаяся яркость систематически уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Это мы хорошо знаем из экспериментов со светящимися объектами на Земле, например с фарами встречного транспорта во время ночного движения.

Итак, как только мы узнаем расстояние до звезды и ее видимую яркость, мы можем вычислить, насколько яркой она будет на расстоянии от нашего Солнца или ближе, и таким образом определить ее внутреннюю физическую яркость; его светимость.

И насколько велика эта звезда? Лабораторные эксперименты показывают нам, что светимость плотного светящегося объекта (вспомните еще раз нить лампочки, которая светится, потому что она горячая) увеличивается с увеличением его температуры (на самом деле температура в четвертой степени) и площади его поверхности (квадрата радиуса для сферического объекта). То же самое и со звездами. Хотите узнать размер звезды? Определите его светимость (из измерений видимой яркости и видимого положения), определите его температуру (из измерений видимого цвета), а затем рассчитайте его размер из соотношения между размером, светимостью и температурой.

Из чего сделана звезда? С помощью точных измерений звездных спектров, набора видимых цветов, излучаемых звездой, и сравнения со спектрами светящихся газов в лабораториях на Земле мы можем обнаружить свет, излучаемый определенными химическими элементами во внешних слоях звезд: водородом, гелием, углеродом, кислородом, и так далее. Так мы можем определить состав поверхности звезды - ее фотосферы, внешнего слоя, который светится и который мы наблюдаем.

Хотите узнать химический состав звезды? Измерьте ее видимый цвет. Мы можем определить такие свойства, как возраст и масса, используя аналогичные методы, основанные на измерениях видимых свойств, а также на эволюции этих свойств, а также путем сравнения многих звезд друг с другом в поисках закономерностей и тенденций в яркости и цвете.

Меня удивляет и вдохновляет тот факт, что все, что мы знаем о Вселенной, основано на каскаде простых измерений, которые может выполнить каждый. Это один из способов, с помощью которого мы можем и должны чувствовать себя значимыми во Вселенной, настолько огромной, что ее масштабы иногда могут заставить нас чувствовать себя маленькими и несущественными. Мы можем превратить наблюдения в понимание, проводя прямые измерения и применяя к этим измерениям наши знания о физических процессах здесь, на Земле. Это действительно суперсила!

***

Итан Сигел

LIGO успешно сжимает квантовые состояния, превосходя пределы Гейзенберга

В стремлении обнаружить гравитационные волны существует ряд препятствий, которые - как бы мы ни старались - продолжают стоять на нашем пути. С 2015 года, с появлением сначала усовершенствованных детекторов LIGO, а затем и детектора Virgo, человечество напрямую обнаружило гравитационные волны от определенного набора источников: слияния черных дыр звездной массы, слияния нейтронных звезд и (возможно) слияния черных дыр. звездные пары дырка-нейтрон.

Совсем недавно другой метод, использующий синхронизацию пульсаров, обнаружил космический "гул" или сумму всех фоновых сигналов гравитационных волн с гораздо более длительным периодом времени. Тем