Kaksois- ja monitähtien havainnointi on aina saanut vain vähän huomiota. Jopa vanhan hyvän tähtitieteellisen kirjallisuuden aikana tämä aihe ohitettiin usein, etkä todennäköisesti löydä siitä paljon tietoa. Syynä tähän saattaa olla tällaisten havaintojen vähäinen tieteellinen merkitys. Loppujen lopuksi ei ole mikään salaisuus, että binääritähtien parametrien amatöörimittausten tarkkuus on yleensä paljon alhaisempi kuin ammattitähtitieteilijöillä, joilla on mahdollisuus työskennellä suurten instrumenttien kanssa.

Kuitenkin lähes kaikkien amatööritähtitieteilijöiden on pakko tarkkailla kaksoitähtiä ainakin lyhyen ajan. Tavoitteet, joihin he pyrkivät tässä tapauksessa, voivat olla täysin erilaisia: optiikan laadun tai puhtaasti urheilullisen edun tarkistamisesta todella tieteellisesti merkittävien mittausten suorittamiseen.

Tärkeää on myös huomioida, että muun muassa kaksoistähtien havainnot ovat myös erinomainen silmäharjoittelu tähtitieteilijälle. Läheisiä pareja katsellen havainnoija kehittää kykyä havaita kuvan merkityksettömimmät, pienet yksityiskohdat ja pitää näin itsensä hyvässä kunnossa, mikä tulevaisuudessa väistämättä vaikuttaa muiden taivaankappaleiden havaintoihin. Hyvä esimerkki on, kun eräs kollegani yritti muutaman vapaapäivän jälkeen ratkaista 110 mm heijastimella pari tähteä 1" erolla ja lopulta onnistui. Pitkän tauon jälkeen. tauko, minä havainnoissani, jouduin antamaan periksi tälle parille paljon suuremmalla instrumentilla.

Teleskooppi ja tarkkailija

Kaksoitähden havainnoinnin olemus on äärimmäisen yksinkertainen ja koostuu tähtiparin jakamisesta erillisiin komponentteihin ja niiden suhteellisen sijainnin ja etäisyyden määrittämisestä niiden välillä. Käytännössä kaikki ei kuitenkaan ole niin yksinkertaista ja yksiselitteistä. Havaintojen aikana alkaa ilmaantua erilaisia ​​​​kolmannen osapuolen tekijöitä, jotka eivät anna sinun saavuttaa tarvitsemaasi tulosta ilman joitain temppuja. Saatat olla jo tietoinen Davis-rajan kaltaisen asian olemassaolosta. Tämä arvo määrittää jonkin optisen järjestelmän kyvyn erottaa kaksi lähekkäin olevaa pistevalolähdettä, toisin sanoen määrittää teleskooppisi resoluution p. Tämän parametrin arvo kaarisekunteina voidaan laskea seuraavalla yksinkertaisella kaavalla:

ρ = 120"/D

jossa D on kaukoputken objektiivin halkaisija millimetreinä.

Teleskoopin resoluutio riippuu linssin halkaisijan lisäksi myös optisen järjestelmän tyypistä, optiikan laadusta ja tietysti ilmakehän tilasta ja tarkkailijan taidoista.

Mitä sinulla on oltava, jotta voit aloittaa havainnoinnin? Kaikkein tärkein asia on tietysti kaukoputki. Ja mitä suurempi sen linssin halkaisija on, sitä parempi. Lisäksi tarvitset okulaarin (tai Barlow-linssin), joka antaa suuren suurennuksen. Valitettavasti jotkut amatöörit eivät aina käytä oikein Davisin lakia uskoen, että se yksin määrittää mahdollisuuden ratkaista läheinen kaksoispari. Muutama vuosi sitten tapasin aloittelevan amatöörin, joka valitti, ettei hän useaan vuodenaikaan pystynyt erottamaan 65 mm:n kaukoputkessaan paria 2" etäisyydellä olevaa tähteä toisistaan. Kävi ilmi, että hän yritti tehdä tämä, käyttäen vain 25x suurennusta, väittäen, että sellaisella suurennuksella kaukoputken näkyvyys on parempi. Tietysti hän oli oikeassa, että pieni lisäys vähentää merkittävästi ilmavirtojen haitallisia vaikutuksia ilmakehässä. Hän ei kuitenkaan ottanut huomioon, että Näin pienellä suurennuksella silmä ei yksinkertaisesti pysty erottamaan kahta lähekkäin olevaa valonlähdettä!

Teleskoopin lisäksi saatat tarvita myös mittalaitteita. Jos et kuitenkaan aio mitata komponenttien paikkoja suhteessa toisiinsa, voit tehdä ilman niitä. Saatat olla tyytyväinen esimerkiksi siihen, että onnistuit erottamaan instrumentillasi lähekkäin sijaitsevat tähdet ja varmistamaan, että ilmakehän vakaus tänään on sopiva tai kaukoputkesi antaa hyvän suorituskyvyn, etkä ole menettänyt entisiä taitojasi ja näppäryyttä.

Vakavammissa ongelmissa on tarpeen käyttää mikrometriä mittaamaan tähtien välisiä etäisyyksiä ja tuntiasteikolla sijaintikulmien määrittämiseen. Joskus nämä kaksi laitetta voidaan löytää yhdistettynä yhteen okulaariin, jonka fokukseen asennetaan lasilevy, johon on painettu asteikot, joiden avulla voidaan suorittaa vastaavat mittaukset. Tällaisia ​​okulaareja tuottavat useat ulkomaiset yritykset (erityisesti Meade, Celestron jne.), Jokin aika sitten niitä valmistettiin myös Novosibirskin yrityksessä "Tochpribor".

Mittojen ottaminen

Kuten olemme jo todenneet, kaksoitähden ominaisuuksien mittaus rajoittuu sen muodostavien komponenttien suhteellisen sijainnin ja niiden välisen kulmaetäisyyden määrittämiseen.

sijaintikulma. Tähtitiedessä tätä arvoa käytetään kuvaamaan yhden kohteen suuntaa suhteessa toiseen, jotta se sijoittuisi varmana taivaanpallolla. Kaksinkertaisten tähtien tapauksessa termi sijaintikulma sisältää vertailupisteeksi otetun himmeämmän komponentin sijainnin määrittelyn suhteessa kirkkaampaan. Paikkakulmat mitataan pohjoisesta (0°) ja kauempana idästä (90°), etelästä (180°) ja lännestä (270°). Näin ollen kahdella tähdellä, joilla on sama nousukulma, on 0° tai 180° sijaintikulma. Jos niillä on sama deklinaatio, kulma on joko 90° tai 270°.

Ennen asentokulman mittaamista on tarpeen suunnata okulaarimikrometrin mitta-asteikko oikein. Asettamalla tähden näkökentän keskelle ja sammuttamalla kellomekanismi (telineen napa-akseli on asetettava taivaannapaan) saamme tähden liikkumaan kaukoputken näkökentässä idästä. länteen. Piste, jossa tähti poistuu näkökentästä, on suuntapiste länteen. Jos nyt, pyörittämällä okulaaria akselinsa ympäri, kohdistamme tähden arvoon 270 ° mikrometrin tuntiasteikolla, voimme olettaa, että olemme suorittaneet vaaditun asennuksen. Tehdyn työn tarkkuutta voi arvioida siirtämällä kaukoputkea niin, että tähti juuri alkaa näkyä näkölinjan takaa. Tämän ilmestymispisteen tulee olla sama kuin tuntiasteikon 90°-merkki, jonka jälkeen tähden tulee päivittäisen liikkeensä aikana jälleen ohittaa keskipiste ja mennä näkökentän ulkopuolelle 270°-merkin kohdalla. Jos näin ei tapahdu, mikrometrin suuntausmenettely on toistettava.

Jos nyt osoitamme kaukoputken sinua kiinnostavaan tähtipariin ja asetamme päätähden näkökentän keskelle, sitten piirtämällä henkisesti viiva sen ja toisen komponentin välille, saamme vaaditun arvon sijaintikulmasta. poistamalla sen arvo mikrometrin tuntiasteikolta.

Komponenttien erottelu. Itse asiassa työn vaikein osa on jo tehty. Meidän on vain mitattava tähtien välinen etäisyys mikrometrin lineaarisella asteikolla ja muunnetaan sitten lineaarisesta mittauksesta saatu tulos kulmaiseksi.

On selvää, että tällaisen käännöksen suorittamiseksi meidän on kalibroitava mikrometriasteikko. Tämä tehdään seuraavasti: osoita kaukoputki tähteen, jonka koordinaatit tunnetaan. Pysäytä kaukoputken kellokoneisto ja pane merkille aika, joka kuluu tähdellä liikkua asteikon päästä toiseen. Toista tämä toimenpide useita kertoja. Saaduista mittaustuloksista lasketaan keskiarvo ja kulmaetäisyys, joka vastaa okulaariasteikon kahden äärimerkin paikkaa, lasketaan kaavalla:

A \u003d 15 x t x cos δ

missä f on tähden kulkuaika, δ on tähden deklinaatio. Sitten jakamalla A:n arvo asteikon jakojen lukumäärällä, saadaan mikrometrin jakohinta kulmamittana. Kun tiedät tämän arvon, voit helposti laskea kaksoistähden komponenttien välisen kulmaetäisyyden (kerrottamalla tähtien väliin mahtuvien asteikon jakojen lukumäärä jakoarvolla).

Lähiparien tarkkailu

Kokemukseni perusteella Davis-rajaa lähellä olevien tähtien erottaminen on lähes mahdotonta, ja mitä voimakkaammaksi tämä tulee, sitä suurempi on suuruusero parin komponenttien välillä. Ihannetapauksessa Davisin sääntö toimii, jos tähdet ovat yhtä kirkkaita.

Katsomalla kaukoputken läpi suhteellisen kirkasta tähteä suurella suurennuksella, voit nähdä, että tähti ei näytä vain valopisteeltä, vaan pieneltä kiekolta (Erie-levy), jota ympäröivät useat kirkkaat renkaat (ns. diffraktiorenkaat). On selvää, että tällaisten renkaiden lukumäärä ja kirkkaus vaikuttavat suoraan läheisen parin erottamisen helppouteen. Jos komponenttien kirkkaudessa on merkittävä ero, voi käydä ilmi, että heikko tähti yksinkertaisesti "liukenee" päätähden diffraktiokuvioon. Ei ihme, että sellaisia ​​tunnettuja kirkkaita tähtiä, kuten Sirius ja Rigel, joilla on himmeät satelliitit, on erittäin vaikea erottaa pienissä kaukoputkissa.

Jos komponenttien värissä on suuri ero, kaksoisparin erottaminen päinvastoin yksinkertaistuu jonkin verran. Väripoikkeamien esiintyminen diffraktiokuviossa tulee näkyvämmäksi, ja havainnoijan silmä huomaa heikon seuralaisen läsnäolon paljon nopeammin.

Uskotaan, että kaukoputken antama suurin hyödyllinen suurennus on suunnilleen kaksinkertainen objektiivin halkaisija millimetreinä, eikä suuremman suurennuksen käyttö johda mihinkään. Tämä ei koske binaaritähtiä. Jos ilmapiiri on tarkkailuyönä rauhallinen, 2x tai jopa 4x maksimisuurennus voi auttaa havaitsemaan diffraktiokuvion "häiriöitä", jotka osoittavat näiden "häiriöiden" lähteen olemassaolon. Tietenkin tämä voidaan tehdä vain kaukoputkella, jossa on hyvä optiikka.

Voit määrittää suurennuksen, jolla läheisen parin erottaminen aloitetaan, käyttämällä seuraavaa yksinkertaista kaavaa:

X=240"/S"

missä S on binaarin komponenttien välinen kulmaetäisyys kaarisekunteina.

Lähitähtien erottamiseen voidaan myös suositella yksinkertaista laitetta, joka asetetaan teleskoopin putkeen ja joka muuttaa pyöreän aukon esimerkiksi tavalliseksi kuusikulmioksi. Tällainen diafragma muuttaa jonkin verran valoenergian jakautumista tähden kuvassa: keskellä oleva Airy-kiekko pienenee jonkin verran ja tavallisten diffraktiorenkaiden sijaan havaitaan useita kirkkaita piikkimäisiä purskeita. Jos käännät tällaista suutinta, voit varmistaa, että toinen tähti on kahden vierekkäisen purskeen välissä ja siten "sallii" havaita sen läsnäolon.

Ylipainon ongelma tuntee itsensä paitsi kesällä rannalla. Joka päivä peiliin katsoessa joutuu valitettavasti havaitsemaan kaksoisleuan, leuan ja epäselvät ääriviivat. Onneksi kaikki tämä voidaan peittää, jos hallitset koko kasvojen meikin kaikkine vivahteineen.

Erikoisuudet

Täysin tytöille meikkitaiteilijat tarjoavat meikin, jonka päätehtävänä on venyttää kasvoja, tehdä niistä visuaalisesti ohuempi. Sen ratkaisemiseksi käytetään tekniikoita, kuten ääriviivaa (jotta ääriviivat selkeytyvät) ja pystyvarjostusta.

Sävy ja helpotus

1. Ilman tonaalista meikkivoidetta, joka mallintaa ääriviivoja ja venyttää niitä visuaalisesti, meikki on mahdotonta.
2. Soikea on korostettu vaalealla meikkivoiteella (primer), kaikki muu on tummempaa (älä unohda kaulan ja dekolteen aluetta).
3. Peitevoimien tulee olla mattapintaisia ​​ja tiheitä.
4. Silmien korostaminen on erittäin tärkeää, joten muista peittää niiden alla olevat tummat silmänalusit peitevoideella.
5. Puuteri - kompakti, ei kiiltävä.
6. Levitä poskipuna pehmeällä siveltimellä ylhäältä alas liikkuen. Ihanteelliset sävyt - beige, pronssi.

Silmät ja kulmakarvat

1. Valitse pidentävä ripsiväri.
2. Rajoita helmiäisvarjoja.
3. Varjoa huolellisesti kaikki sävyjen siirtymät.
4. Vaalenna sisäkulmia, tummenna ulkokulmia.
5. Kaikkien rivien pitäisi nousta.
6. Päät ovat paremmin varjostetut.
7. Kulmakarvat eivät saa olla liian ohuet ja liian leveät. Taivutus on kohtalainen.

Huulet

1. Huulille ei tarvitse lisätä volyymia.
2. Myös huulten muotoilu on poissuljettu.
3. Nuoret tytöt voivat käyttää huomaamatonta kiiltoa.
4. 35 vuoden jälkeen on parempi antaa etusija mattahuulipunalle - korallille tai vaaleanpunaiselle.

Jos sinulla on koko kasvot, älä ole järkyttynyt. Yleensä tytöillä, joilla on tällainen puute, on erittäin kauniit silmät, sileä, puhdas iho ja ei ryppyjä. Yritä korostaa etujasi ja peittää turvonneet piirteet taitavalla meikillä.

Silmien alla väri

Tällaisessa meikissä on ehdottomasti otettava huomioon silmien väri, koska on suositeltavaa keskittyä niihin.

Vihreäsilmäisille

1. Korostaaksesi vihreitä silmiä koko kasvoilla, tarvitset sävyjä, kuten turkoosi, vihreä, keltainen, sininen.
2. Toisin kuin sinisilmäisten kaunokaisten meikki, täällä tarvitset monikerroksisen tekniikan. Älä siis pelkää levittää varjoja useaan kerrokseen.
3. Tärkeintä - älä unohda varjostaa kaikkea huolellisesti. Täydelliset kasvot eivät siedä kontrasteja.
4. Valitse eyelinerin väri varjojen alla: sen pitäisi olla hieman kylläisempi.
5. Nosta nuolet ylös, jotta vaakasuorat viivat eivät tee kasvoista vielä täyteläisempiä.
6. Käytä päivämeikkiin sinistä tai vihreää ripsiväriä. Juhlaan, iltaan - musta tai ruskea.
7. Jos haluat tehdä huulista kohokuvioidumpia, ota huulipuna tai kiilto, jossa on hohtoa. Suositeltava sävy on kirkas kirsikka tai koralli.

Sinisilmäisille

1. Suositeltu varjopaletti: hopea, pinkki, kulta, helmi, violetti, lila, meriaalto, turkoosi. Jos täytetty, voit ottaa mustan ja ruskean.
2. Sinisten silmien kohdalla sinun on käytettävä kevyimpiä tekniikoita. Monikerros on poissuljettu. Joten varjot voivat asettua 1-2 kerrokseen, mutta ei enempää.
3. Sama on ripsivärin kanssa. Älä liioittele sen kanssa: 1 sovellus riittää. Suositeltavat värit ovat harmaa, ruskea (päiväversio), musta (ilta).
4. Huulipuna ja huulikiilto voivat olla vaaleanpunaisen sävyisiä, mutta ikä huomioiden. 35 vuoden jälkeen on parempi käyttää kermaa tai viininpunaista. Tärkeintä - ilman kosteutta ja tilavuutta.
5. Meikkitaiteilijat suosittelevat samojen värimallien käyttöä harmaasilmäisille tytöille.

Ruskeasilmäisille

1. Meikki koko kasvoille ruskeilla silmillä alkaa oikealla valinnalla. Valitse beige tai aprikoosi sävyjä - ne visuaalisesti pidentää ominaisuuksia.
2. Määritä poskipäät levittämällä niihin lila-vaaleanpunaista poskipunaa. Terrakotta laittaa pois – niistä tulee litteitä.
3. Luomiväripaletin pitäisi avata silmäsi. Palettisi värit ovat sininen, violetti, pronssi, kulta, kastanja, beige, hunaja, pinkki.
4. Liner voi olla sininen, kultainen, violetti, kastanja, musta - samanvärinen kuin varjot. On parempi kääntää nuolet ylös.
5. Ripsiä varten tarvitset pidennyttävän ripsivärin mustana, sinisenä, ruskeana tai violettina.
6. Kulmakarvojen muodon tulee olla oikea. Vältä suoria vaakaviivoja ja liian voimakkaita flirttailevia käyriä.
7. Huulipuna ja huulikiilto voivat olla seuraavia värejä: kypsä kirsikka, lämmin nude, vaaleanpunainen neon, koralli.

Meikin värimaailman valinta voi myös riippua hiusten väristä. Mutta silmillä on ratkaiseva rooli tässä asiassa.

Vaiheittainen ohje

Lihavien naisten erilaiset meikityylit antavat heille mahdollisuuden tuntea olonsa viehättäväksi ja kauniiksi niin arjessa kuin lomallakin. Perus ( ja ) on hallittava.

Päivä

1. Pidentääksesi koko kasvot, käytä silikonitonta nestemäistä meikkivoidetta. Kiinnitä erityistä huomiota nenän siipien ja poskien sivujen peittämiseen.
2. Sävyn tasoittamiseksi on parempi ottaa mattajauhe.
3. Jotta kasvojen ääriviivat olisivat selkeitä ja kohokuvioituja, ne on tummennettava ja keskiosaa (nenä, otsa, leuka) tulee vaalentaa mahdollisimman paljon. Tätä varten korjaaja voidaan työstää suoraan jauheen päälle.
4. Poskipäille voidaan levittää hiekkapunaa.
5. Yläluomet on värjätty 1 kerroksella helmiäisvärillä. Parempi kuin hopea.
6. Erittäin ohuet yläluomien nuolet on piirretty antrasiitilla ja ne on taivutettu ylöspäin.
7. Emme työskentele silmien alaosan kanssa päivämeikin aikana.
8. Avaamme lookin harmaalla pidentävällä ripsivärillä 1 kerroksessa.
9. Huulille ota luonnollisen sävyn kiiltävä kiilto.

Ilta

1. Vaaleanpunainen peitevoide antaa sinun venyttää kasvojen ääriviivoja.
2. Jotta meikistä tulee virheellinen, kiinnitä erityistä huomiota pääntien peittämiseen.
3. Korallin kirkas poskipuna venyttää poskipäitä.
4. Varjot makaavat yläluomella kerroksittain: musta, antrasiitti, smaragdi. Tärkeintä on varjostaa kaikki hyvin, jotta ei synny kontrasteja.
5. Alaluomet on varjostettu märällä asfaltilla.
6. Mustien nuolien tulisi toistaa silmän muoto ja yhdistää ne yläosaan ja johtaa viivat temppeleihin.
7. Ulkokulmat voidaan korostaa valkoisella linerillä tai varjoilla.
8. Ripsiväri kahdessa kerroksessa - musta pidennys.
9. On parempi olla käyttämättä paljetteja ja hohtoa.
10. Matta korallinvärinen huulipuna ja läpinäkyvä kiilto viimeistelevät iltameikin.

Jos ne aiheuttivat sisäisiä komplekseja, sinulla on vain kaksi tapaa ratkaista ongelma. Ensimmäinen on laihdutus. Mutta se on pitkä ja vaatii paljon voimaa ja kärsivällisyyttä. Toinen on oppia oikea meikki koko kasvoille, mikä tekee niistä visuaalisesti ohuemmat. Älä laiminlyö meikkitaiteilijoiden neuvoja tällaisessa tilanteessa - he saavat sinut näyttämään paljon paremmalta.

Tähtitiedessä kaksoistähdet ovat sellaisia ​​tähtipareja, jotka erottuvat taivaalla ympäröivien taustatähtien joukosta näkyvän sijaintinsa läheisyyden perusteella. Näkyvien paikkojen läheisyyden arvioiksi otetaan seuraavat parikomponenttien välisten kulmaetäisyyksien r rajat, riippuen näennäissuuruudesta m.

Kaksoistähtien tyypit

Binääritähdet jaetaan havainnointimenetelmänsä mukaan visuaalisiin binääriin, fotometrisiin binääriin, spektroskooppisiin binääriin ja pilkkuinterferometrisiin binääriin.

Visuaaliset kaksoistähdet. Visuaaliset kaksoitähdet ovat melko leveitä pareja, jotka ovat jo hyvin erotettavissa havainnoissa kohtalaisen kokoisella kaukoputkella. Visuaalisten kaksoistähtien havaintoja tehdään joko visuaalisesti mikrometrillä varustetuilla kaukoputkella tai valokuvallisesti astrografikaleskoopeilla. Voivatko tähdet olla visuaalisten kaksoistähtien tyypillisiä edustajia? Neitsyt (r=1? -6? , kiertoaika P=140 vuotta) tai tähtitieteen ystäville hyvin tuttu tähti 61 Cygnus lähellä aurinkoa (r=10? -35? , P P=350 vuotta). Tähän mennessä tunnetaan noin 100 000 visuaalista kaksoistähtä.

Fotometriset kaksoitähdet. Fotometriset kaksoitähdet ovat hyvin läheisiä pareja, jotka kiertävät useista tunteista useisiin päiviin kiertoradalla, jonka säde on verrattavissa itse tähtien kokoon. Näiden tähtien kiertoradan tasot ja tarkkailijan näkölinja ovat käytännössä samat. Nämä tähdet havaitaan pimennysilmiöillä, kun yksi komponenteista kulkee toisen edestä tai takaa suhteessa tarkkailijaan. Tähän mennessä tunnetaan yli 500 fotometristä kaksoistähtä.

Spektrikaksoistähdet. Spektribinaarit, kuten fotometriset binaarit, ovat hyvin lähellä olevia pareja, jotka kiertävät tasossa ja muodostavat pienen kulman havainnointilinjan suuntaan. . Spektrikaksoitähtiä ei pääsääntöisesti voida erottaa komponenteiksi edes halkaisijaltaan suurimpia teleskooppeja käytettäessä, mutta järjestelmän kuuluminen tämän tyyppisiin kaksoitähtiin on helposti havaittavissa spektroskooppisissa säteittäisten nopeuksien havainnoissa. Voiko tähti olla tyypillinen spektroskooppisten kaksoistähtien edustaja? Ursa Major, jossa havaitaan molempien komponenttien spektrit, värähtelyjakso on 10 päivää, amplitudi noin 50 km/s.

Täplät interferometriset kaksoistähdet. Täplät interferometriset binaarit löydettiin suhteellisen äskettäin, 1970-luvulla, koska nykyaikaisia ​​suuria teleskooppeja käytettiin pilkkukuvien saamiseksi joistakin kirkkaista tähdistä. Kaksitähtien pilkkuinterferometristen havaintojen pioneerit ovat E. McAllister Yhdysvalloissa ja Yu.Yu. Balega Venäjällä. Tähän mennessä useita satoja kaksoistähtä on mitattu pilkkuinterferometrialla resoluutiolla r ?,1.

Tuplatähtitutkimus

Pitkään ajateltiin, että planeettajärjestelmät voisivat muodostua vain yksittäisten tähtien, kuten Auringon, ympärille. Mutta uudessa teoreettisessa artikkelissa tohtori Alan Boss Carnegie Institutionin osastolta Terrestrial Magnetism (DTM) on osoittanut, että monilla muilla tähdillä, pulsareista valkoisiin kääpiöihin, voi olla planeettoja. Mukaan lukien binääri- ja jopa kolminkertaiset tähtijärjestelmät, jotka muodostavat kaksi kolmasosaa galaksimme kaikista tähtijärjestelmistä. Tyypillisesti kaksoitähdet sijaitsevat 30 AU:n etäisyydellä. toisistaan ​​- tämä on suunnilleen yhtä suuri kuin etäisyys Auringosta Neptunukseen. Edellisessä teoreettisessa työssään tohtori Boss ehdotti, että tähtien väliset gravitaatiovoimat estäisivät planeettojen muodostumisen jokaisen niiden ympärille Carnegie Institutionin mukaan. kuitenkin planeetanmetsästäjät löysivät äskettäin kaasujättiläisiä planeettoja, kuten Jupiterin binääritähtijärjestelmien ympäriltä, mikä johti planeettojen muodostumisteorian tarkistamiseen tähtijärjestelmissä.

06/01/2005 American Astronomical Societyn konferenssissa tähtitieteilijä Tod Strohmeyer avaruuslentokeskuksesta. Goddardin avaruusjärjestö NASA esitti raportin kaksoitähdestä RX J0806.3 + 1527 (tai lyhennettynä J0806). Tämän valkoisten kääpiöiden luokkaan kuuluvan tähtiparin käyttäytyminen osoittaa selvästi, että J0806 on yksi voimakkaimmista painovoimaaaltojen lähteistä Linnunrata-galaksissamme. Mainitut tähdet pyörivät yhteisen painopisteen ympärillä, ja niiden välinen etäisyys on vain 80 tuhatta km (tämä on viisi kertaa vähemmän kuin etäisyys Maasta Kuuhun). Tämä on pienin kiertorata tunnettujen kaksoistähtien joukossa. Jokainen näistä valkoisista kääpiöistä on noin puolet Auringon massasta, mutta kooltaan samanlainen kuin Maan. Kunkin tähden liikenopeus yhteisen painopisteen ympärillä on yli 1,5 miljoonaa km/h. Lisäksi havainnot ovat osoittaneet, että kaksoitähden J0806 kirkkaus optisella ja röntgensäteen aallonpituusalueella vaihtelee 321,5 sekunnin ajanjaksolla. Todennäköisimmin tämä on binäärijärjestelmään kuuluvien tähtien kiertoradan jakso, vaikka ei voida sulkea pois sitä, että mainittu jaksollisuus johtuu yhden valkoisen kääpiön pyörimisestä oman akselinsa ympäri. On myös huomattava, että joka vuosi J0806:n kirkkauden muutosjakso pienenee 1,2 ms.

Kaksoistähtien tunnusmerkit

Centauri koostuu kahdesta tähdestä - Centauri A ja Centauri B. ja Centauri A:n parametrit ovat lähes samanlaiset kuin Auringon: Spektrityyppi G, lämpötila noin 6000 K ja sama massa ja tiheys. Centauri B:n massa on 15 % pienempi, spektriluokka K5, lämpötila 4000 K, halkaisija 3/4 aurinkoenergiasta, epäkeskisyys (ellipsin venymäaste, yhtä suuri kuin etäisyyden etäisyys polttopisteestä keskustaan pääpuoliakselin pituus, eli ympyrän epäkeskisyys on 0 – 0,51). Kiertojakso on 78,8 vuotta, puolipääakseli on 23,3 AU. Eli kiertoradan taso on kallistettu näkölinjaan 11 kulmassa, järjestelmän painopiste lähestyy meitä nopeudella 22 km / s, poikittaisnopeus on 23 km / s, ts. kokonaisnopeus on suunnattu meitä kohti 45o kulmassa ja on 31 km/s. Sirius, kuten Centauri, koostuu myös kahdesta tähdestä - A ja B, mutta toisin kuin se, molemmilla tähdillä on spektrityyppi A (A-A0, B-A7) ja siksi huomattavasti korkeampi lämpötila (A-10000 K) , B-8000K). Sirius A:n massa on 2,5 M auringosta ja Sirius B:n massa 0,96 M auringosta. Näin ollen saman alueen pinnat säteilevät saman määrän energiaa näistä tähdistä, mutta valovoimaltaan satelliitti on 10 000 kertaa Siriusta heikompi. Tämä tarkoittaa, että sen säde on 100 kertaa pienempi, ts. se on melkein sama kuin maapallo. Samaan aikaan sen massa on lähes sama kuin Auringon. Näin ollen valkoisen kääpiön tiheys on valtava - noin 10 59 0 kg / m 53 0.

> Kaksoistähtiä

– havainnointiominaisuudet: mitä se tarkoittaa valokuvilla ja videoilla, tunnistus, luokittelu, kerrannaiset ja muuttujat, miten ja mistä etsiä Ursa Majorissa.

Tähdet taivaalla muodostavat usein klustereita, jotka voivat olla tiheitä tai päinvastoin hajallaan. Mutta joskus tähtien välillä on vahvempia siteitä. Ja sitten on tapana puhua binäärijärjestelmistä tai kaksoistähtiä. Niitä kutsutaan myös kerrannaisiksi. Tällaisissa järjestelmissä tähdet vaikuttavat suoraan toisiinsa ja kehittyvät aina yhdessä. Esimerkkejä tällaisista tähdistä (jopa muuttujien läsnä ollessa) löytyy kirjaimellisesti tunnetuimmista tähtikuvioista, esimerkiksi Ursa Majorista.

Kaksoistähtien löytö

Kaksoistähtien löytäminen oli yksi ensimmäisistä tähtitieteellisillä kiikareilla tehdyistä saavutuksista. Ensimmäinen tämän tyyppinen järjestelmä oli Mizar-pari Ursa Majorin tähdistössä, jonka italialainen tähtitieteilijä Ricciolli löysi. Koska universumissa on uskomaton määrä tähtiä, tutkijat päättivät, että Mizar ei voinut olla ainoa binäärijärjestelmä. Ja heidän oletuksensa osoittautui täysin oikeutetuksi tulevien havaintojen perusteella.

Vuonna 1804 William Herschel, kuuluisa tähtitieteilijä, joka oli tehnyt tieteellisiä havaintoja 24 vuoden ajan, julkaisi luettelon, joka sisälsi 700 kaksoistähden. Mutta silloinkaan ei ollut tietoa siitä, onko tällaisessa järjestelmässä tähtien välillä fyysistä yhteyttä.

Pieni komponentti "imee" kaasua suuresta tähdestä

Jotkut tutkijat ovat omaksuneet näkemyksen, että kaksoitähdet ovat riippuvaisia ​​yhteisestä tähtien liitosta. Heidän argumenttinsa oli parin komponenttien epähomogeeninen loisto. Siksi vaikutti siltä, ​​että heitä erottaa huomattava etäisyys. Tämän hypoteesin vahvistamiseksi tai kumoamiseksi oli tarpeen mitata tähtien parallaktinen siirtymä. Herschel ryhtyi tähän tehtävään ja huomasi yllätykseksi seuraavan: jokaisen tähden liikeradalla on monimutkainen ellipsoidimuoto, eikä kuuden kuukauden symmetristen värähtelyjen muoto. Video näyttää kaksoistähden evoluutiota.

Tämä video näyttää läheisen binääritähtiparin evoluution:

Voit vaihtaa tekstitystä napsauttamalla "cc"-painiketta.

Taivaanmekaniikan fyysisten lakien mukaan kaksi painovoiman sitomaa kappaletta liikkuvat elliptisellä kiertoradalla. Herschelin tutkimuksen tuloksista tuli todiste oletuksesta, että binäärisysteemeissä on yhteys gravitaatiovoiman välillä.

Kaksoistähtien luokitus

Binääritähdet ryhmitellään yleensä seuraaviin tyyppeihin: spektroskooppiset binäärit, fotometriset binäärit ja visuaaliset binäärit. Tämän luokituksen avulla voit saada käsityksen tähtiluokituksesta, mutta se ei heijasta sisäistä rakennetta.

Teleskoopin avulla voit helposti määrittää visuaalisten kaksoistähtien kaksinaisuuden. Nykyään on olemassa tietoja 70 000 visuaalisesta kaksoistähdestä. Samaan aikaan vain 1 prosentilla heistä on ehdottomasti oma kiertorata. Yksi kiertoratajakso voi kestää useista vuosikymmenistä useisiin vuosisateisiin. Rataradan kohdistaminen puolestaan ​​vaatii huomattavaa vaivaa, kärsivällisyyttä, tarkimpia laskelmia ja pitkäaikaisia ​​havaintoja observatorion olosuhteissa.

Usein tiedeyhteisöllä on tietoa vain joistakin kiertoradan fragmenteista ja he rekonstruoivat polun puuttuvat osuudet deduktiivisella menetelmällä. Älä unohda, että kiertoradan taso voi olla vinossa suhteessa näkölinjaan. Tässä tapauksessa näennäinen kiertorata on vakavasti erilainen kuin todellinen. Tietysti suurella laskentatarkkuudella voidaan laskea myös binäärijärjestelmien todellinen kiertorata. Tähän sovelletaan Keplerin ensimmäistä ja toista lakia.

Mizar ja Alcor. Mizar on kaksoistähti. Oikealla on Alcor-satelliitti. Niiden välillä on vain yksi valovuosi.

Kun todellinen rata on määritetty, tutkijat voivat laskea kaksoistähtien välisen kulmaetäisyyden, niiden massan ja pyörimisjakson. Usein tähän käytetään Keplerin kolmatta lakia, joka auttaa myös löytämään parin komponenttien massojen summan. Mutta tätä varten sinun on tiedettävä maan ja kaksoistähden välinen etäisyys.

Kaksinkertaiset fotometriset tähdet

Tällaisten tähtien kaksoisluonne voidaan tietää vain niiden kirkkauden säännöllisistä vaihteluista. Liikkuessaan tämän tyyppiset tähdet peittävät toisiaan vuorotellen, minkä vuoksi niitä kutsutaan usein pimentäviksi binääriksi. Näiden tähtien kiertoratatasot ovat lähellä näkölinjan suuntaa. Mitä pienempi pimennysalue on, sitä pienempi on tähden kirkkaus. Valokäyrää tutkimalla tutkija voi laskea kiertoradan kaltevuuskulman. Kun kiinnitetään kaksi pimennystä, valokäyrällä on kaksi minimiä (laskua). Jaksoa, jolloin valokäyrällä havaitaan 3 peräkkäistä minimiä, kutsutaan kiertoratajaksoksi.

Kaksoistähtien jakso kestää muutamasta tunnista useisiin päiviin, mikä tekee siitä lyhyemmän suhteessa visuaalisten kaksoistähtien (optisten kaksoistähtien) jaksoon.

Spektriset kaksoitähdet

Spektroskopiamenetelmän avulla tutkijat kiinnittävät Doppler-ilmiön seurauksena tapahtuvan spektriviivojen halkeamisprosessin. Jos yksi komponentti on himmeä tähti, taivaalla voidaan havaita vain jaksollisia vaihteluja yksittäisten viivojen paikoissa. Tätä menetelmää käytetään vain silloin, kun binäärijärjestelmän komponentit ovat minimietäisyydellä ja niiden tunnistaminen kaukoputkella on monimutkaista.

Binääritähtiä, joita voidaan tutkia Doppler-ilmiön ja spektroskoopin avulla, kutsutaan spektroskooppisilla binääritähteillä. Kaikilla kaksoitähdillä ei kuitenkaan ole spektraalista luonnetta. Molemmat järjestelmän komponentit voivat lähestyä toisiaan ja siirtyä poispäin toisistaan ​​säteen suunnassa.

Tähtitieteellisen tutkimuksen tulosten mukaan suurin osa kaksoitähdistä sijaitsee Linnunradan galaksissa. Yksittäisten ja kaksoistähtien suhdetta prosentteina on erittäin vaikea laskea. Vähennyksen avulla voit vähentää tunnettujen kaksoistähtien lukumäärän tähtien kokonaispopulaatiosta. Tässä tapauksessa käy selväksi, että kaksoistähdet ovat vähemmistössä. Tätä menetelmää ei kuitenkaan voida kutsua kovin tarkaksi. Tähtitieteilijät tuntevat termin "valintaefekti". Tähtien kaksinaisuuden korjaamiseksi on määritettävä niiden tärkeimmät ominaisuudet. Tämä vaatii erikoisvarusteita. Joissakin tapauksissa kaksoistähtien kiinnittäminen on erittäin vaikeaa. Joten visuaalisesti kaksitähtiä ei usein visualisoida huomattavan etäisyyden päässä tähtitieteestä. Joskus on mahdotonta määrittää parin tähtien välistä kulmaetäisyyttä. Spektri-binääri- tai fotometristen tähtien kiinnittämiseksi on tarpeen mitata huolellisesti spektrilinjojen aallonpituudet ja kerätä valovirtojen modulaatiot. Tässä tapauksessa tähtien kirkkauden tulisi olla riittävän voimakas.

Kaikki tämä vähentää dramaattisesti tutkimukseen soveltuvien tähtien määrää.

Teoreettisen kehityksen mukaan kaksoistähtien osuus tähtipopulaatiosta vaihtelee 30 prosentista 70 prosenttiin.

Kukaan maailmassa ei ymmärrä kvanttimekaniikkaa - tämä on tärkein asia, joka sinun on tiedettävä siitä. Kyllä, monet fyysikot ovat oppineet käyttämään sen lakeja ja jopa ennustamaan ilmiöitä kvanttilaskelmien avulla. Mutta edelleen on epäselvää, miksi tarkkailijan läsnäolo määrittää järjestelmän kohtalon ja pakottaa sen tekemään valinnan yhden valtion puolesta. "Teoriat ja käytännöt" valitsi esimerkkejä kokeista, joiden lopputulokseen havainnoitsija väistämättä vaikuttaa, ja yritti selvittää, mitä kvanttimekaniikka tulee tekemään sellaisella tietoisuuden häiriöllä aineelliseen todellisuuteen.

Shroedingerin kissa

Nykyään kvanttimekaniikasta on monia tulkintoja, joista suosituin on edelleen Kööpenhaminan tulkinta. Sen pääsäännöt muotoilivat 1920-luvulla Niels Bohr ja Werner Heisenberg. Ja Kööpenhaminan tulkinnan keskeinen termi oli aaltofunktio - matemaattinen funktio, joka sisältää tietoa kvanttijärjestelmän kaikista mahdollisista tiloista, joissa se samanaikaisesti asuu.

Kööpenhaminan tulkinnan mukaan vain havainto voi määrittää tarkasti järjestelmän tilan, erottaa sen muusta (aaltofunktio auttaa vain laskemaan matemaattisesti järjestelmän havaitsemisen todennäköisyyden tietyssä tilassa). Voidaan sanoa, että havainnoinnin jälkeen kvanttijärjestelmästä tulee klassinen: se lakkaa heti olemasta rinnakkain useissa tiloissa kerralla yhden niistä hyväksi.

Tällä lähestymistavalla on aina ollut vastustajia (muistakaa esimerkiksi Albert Einsteinin "Jumala ei pelaa noppaa"), mutta laskelmien ja ennusteiden tarkkuus vaati veronsa. Kööpenhaminan tulkinnan kannattajia on kuitenkin viime vuosina ollut yhä vähemmän, eikä vähäisin syy tähän on aaltofunktion erittäin mystinen hetkellinen romahdus mittauksen aikana. Erwin Schrödingerin kuuluisa ajatuskoe köyhällä kissalla oli vain suunniteltu osoittamaan tämän ilmiön absurdiutta.

Muistetaan siis kokeen sisältö. Mustaan ​​laatikkoon laitetaan elävä kissa, myrkkyampulli ja jokin mekanismi, joka voi saada myrkyn toimimaan satunnaisella hetkellä. Esimerkiksi yksi radioaktiivinen atomi, jonka hajoaminen rikkoo ampullin. Atomin tarkkaa hajoamisaikaa ei tunneta. Vain puoliintumisaika tunnetaan: aika, jonka aikana hajoaminen tapahtuu 50 %:n todennäköisyydellä.

Osoittautuu, että ulkopuoliselle tarkkailijalle laatikon sisällä oleva kissa on kahdessa tilassa kerralla: se on joko elossa, jos kaikki menee hyvin, tai kuollut, jos rappeutuminen on tapahtunut ja ampulli on rikki. Molempia näitä tiloja kuvaa kissan aaltofunktio, joka muuttuu ajan myötä: mitä kauemmaksi, sitä todennäköisemmin radioaktiivinen hajoaminen on jo tapahtunut. Mutta heti kun laatikko avataan, aaltofunktio romahtaa ja näemme välittömästi flayer-kokeen tuloksen.

Osoittautuu, että kunnes tarkkailija avaa laatikon, kissa tasapainoilee ikuisesti elämän ja kuoleman rajalla, ja vain tarkkailijan toiminta ratkaisee hänen kohtalonsa. Tämä on absurdi, jonka Schrödinger huomautti.

Elektronien diffraktio

The New York Timesin johtavien fyysikkojen tekemän tutkimuksen mukaan Klaus Jensonin vuonna 1961 tekemä elektronidiffraktiokoke oli yksi tieteen historian kauneimmista. Mikä on sen olemus?

On lähde, joka lähettää elektronivirran kohti näyttövalokuvalevyä. Ja näiden elektronien tiellä on este - kuparilevy, jossa on kaksi rakoa. Millaista kuvaa ruudulla voidaan odottaa, jos elektronit esitetään vain pieninä varautuneina palloina? Kaksi valaistua nauhaa rakoja vastapäätä.

Todellisuudessa näytölle ilmestyy paljon monimutkaisempi kuvio vuorottelevista mustista ja valkoisista raidoista. Tosiasia on, että kulkiessaan rakojen läpi elektronit alkavat käyttäytyä ei hiukkasten, vaan aaltojen tavoin (kuten fotonit, valon hiukkaset, voivat olla samanaikaisesti aaltoja). Sitten nämä aallot ovat vuorovaikutuksessa avaruudessa, jossain heikentäen ja jossain vahvistaen toisiaan, ja sen seurauksena näytölle ilmestyy monimutkainen kuva vuorottelevista vaaleista ja tummista raidoista.

Tässä tapauksessa kokeen tulos ei muutu, ja jos elektroneja kuljetetaan raon läpi ei jatkuvana virtana, vaan yksitellen, yksikin hiukkanen voi olla samanaikaisesti aalto. Jopa yksi elektroni voi kulkea kahden raon läpi samanaikaisesti (ja tämä on toinen Kööpenhaminan kvanttimekaniikan tulkinnan tärkeistä säännöksistä - esineet voivat näyttää samanaikaisesti sekä "tavanomaisia" materiaaliominaisuuksia että eksoottisia aaltoominaisuuksia).

Mutta entä tarkkailija? Huolimatta siitä, että hänen kanssaan jo monimutkainen tarina muuttui vielä monimutkaisemmaksi. Kun tällaisissa kokeissa fyysikot yrittivät korjata välineiden avulla, joiden kautta elektroni todella kulkee, kuva näytöllä muuttui dramaattisesti ja muuttui "klassiseksi": kaksi valaistua aluetta rakoja vastapäätä eikä vuorottelevia raitoja.

Elektronit eivät näyttäneet haluavan näyttää aaltoluonnetaan tarkkailijan katseessa. Säädetty hänen vaistomaiseen halukkuuteensa nähdä yksinkertainen ja ymmärrettävä kuva. Mystinen? Selitys on paljon yksinkertaisempi: mitään järjestelmän havainnointia ei voida suorittaa ilman fyysistä vaikutusta siihen. Mutta palataan tähän hieman myöhemmin.

Lämmitetty fullereeni

Hiukkasdiffraktiokokeita ei suoritettu vain elektroneilla, vaan myös paljon suuremmilla esineillä. Esimerkiksi fullereenit ovat suuria, suljettuja molekyylejä, jotka koostuvat kymmenistä hiiliatomeista (esimerkiksi 60 hiiliatomin fullereeni on muodoltaan hyvin samanlainen kuin jalkapallo: ontto pallo, joka on ommeltu viidestä ja kuusikulmiosta).

Äskettäin Wienin yliopistossa professori Zeilingerin johtama ryhmä on yrittänyt tuoda havainnointielementin tällaisiin kokeisiin. Tätä varten he säteilyttivät liikkuvia fullereenimolekyylejä lasersäteellä. Sen jälkeen ulkoisen vaikutuksen kuumentamana molekyylit alkoivat hehkua ja siten väistämättä paljastavat paikkansa avaruudessa havainnoijalle.

Tämän innovaation myötä myös molekyylien käyttäytyminen on muuttunut. Ennen täydellisen valvonnan alkamista fullereenit kiersivät varsin onnistuneesti esteitä (osoittivat aaltoominaisuuksia), kuten edellisen esimerkin elektronit, jotka kulkivat läpinäkymättömän näytön läpi. Mutta myöhemmin, tarkkailijan tulon myötä, fullereenit rauhoittuivat ja alkoivat käyttäytyä kuin täysin lainkuuliaisia ​​aineen hiukkasia.

Jäähdytysmitta

Yksi kvanttimaailman tunnetuimmista laeista on Heisenbergin epävarmuusperiaate: on mahdotonta määrittää samanaikaisesti kvanttiobjektin sijaintia ja nopeutta. Mitä tarkemmin mittaamme hiukkasen liikemäärän, sitä vähemmän tarkasti voimme mitata sen sijaintia. Mutta pienten hiukkasten tasolla toimivien kvanttilakien toiminta on yleensä huomaamaton suurten makroobjektien maailmassamme.

Siksi sitä arvokkaampia ovat yhdysvaltalaisen professori Schwabin ryhmän viimeaikaiset kokeet, joissa kvanttivaikutuksia ei osoitettu samojen elektronien tai fullereenimolekyylien tasolla (niiden ominaishalkaisija on noin 1 nm), vaan hieman konkreettisempi esine - pieni alumiininauha.

Tämä nauha oli kiinnitetty molemmilta puolilta siten, että sen keskiosa oli riippuvaisessa tilassa ja saattoi täristä ulkoisen vaikutuksen alaisena. Lisäksi nauhan vieressä oli laite, joka pystyi tallentamaan sen sijainnin suurella tarkkuudella.

Tuloksena kokeilijat löysivät kaksi mielenkiintoista vaikutusta. Ensinnäkin esineen sijainnin mittaus, nauhan tarkkailu ei mennyt ilman jälkiä - jokaisen mittauksen jälkeen nauhan sijainti muuttui. Karkeasti sanottuna kokeilijat määrittelivät nauhan koordinaatit suurella tarkkuudella ja muuttivat siten Heisenbergin periaatteen mukaisesti sen nopeutta ja siten myöhempää sijaintia.

Toiseksi, mikä on jo melko odottamatonta, jotkut mittaukset johtivat myös nauhan jäähtymiseen. Osoittautuu, että tarkkailija voi muuttaa esineiden fyysisiä ominaisuuksia vain läsnäolollaan. Kuulostaa aivan uskomattomalta, mutta fyysikkojen kunniaksi sanotaan, että he eivät olleet tappiolla - nyt professori Schwabin ryhmä pohtii, kuinka soveltaa löydettyä vaikutusta jäähdytyselektroniikkapiireihin.

Jäätyviä hiukkasia

Kuten tiedät, epästabiilit radioaktiiviset hiukkaset hajoavat maailmassa paitsi kissoilla suoritettavien kokeiden vuoksi, myös aivan itsestään. Lisäksi jokaiselle hiukkaselle on ominaista keskimääräinen elinikä, joka voi osoittautua pitkiksi tarkkailijan katseessa.

Tämä kvanttivaikutus ennustettiin ensimmäisen kerran jo 1960-luvulla, ja sen loistava kokeellinen vahvistus ilmestyi vuonna 2006 julkaistussa artikkelissa, jonka julkaisi fysiikan Nobel-palkittu Wolfgang Ketterle Massachusetts Institute of Technologysta.

Tässä työssä tutkimme epästabiilien virittyneiden rubidiumatomien hajoamista (hajoamista rubidiumatomeiksi perustilassa ja fotoneiksi). Välittömästi järjestelmän valmistelun jälkeen alettiin havaita atomien viritystä - ne valaistiin lasersäteellä. Tässä tapauksessa havainnointi suoritettiin kahdessa tilassa: jatkuva (pieniä valopulsseja syötetään jatkuvasti järjestelmään) ja pulssi (järjestelmää säteilytetään aika ajoin tehokkaammilla pulsseilla).

Saadut tulokset ovat erinomaisesti yhtäpitäviä teoreettisten ennusteiden kanssa. Ulkoiset valoefektit todella hidastavat hiukkasten hajoamista, ikään kuin palauttaisivat ne alkuperäiseen, kaukana hajoamattomasta tilaan. Tässä tapauksessa vaikutuksen suuruus kahdessa tutkitussa järjestelmässä vastaa myös ennusteita. Ja epävakaiden virittyneiden rubidiumatomien enimmäiskesto pidennettiin 30 kertaa.

Kvanttimekaniikka ja tietoisuus

Elektronit ja fullereenit lakkaavat näyttämästä aaltoominaisuuksiaan, alumiinilevyt jäähtyvät ja epävakaat hiukkaset jäätyvät hajoaessaan: tarkkailijan kaikkivoipa katseen alla maailma muuttuu. Mikä ei ole todiste mielemme osallistumisesta ympäröivän maailman työhön? Joten ehkä Carl Jung ja Wolfgang Pauli (itävaltalainen fyysikko, Nobel-palkittu, yksi kvanttimekaniikan pioneereista) olivat oikeassa sanoessaan, että fysiikan ja tietoisuuden lakeja pitäisi pitää toisiaan täydentävinä?

Mutta niin on vain yksi askel jäljellä velvollisuuden tunnustamiseen: koko maailma ympärillämme on mielemme ydin. Kammottava? ("Luuletko todella, että Kuu on olemassa vain, kun katsot sitä?" Einstein kommentoi kvanttimekaniikan periaatteita). Sitten yritetään uudelleen kääntyä fyysikkojen puoleen. Lisäksi he ovat viime vuosina yhä vähemmän tyytyväisiä kvanttimekaniikan Kööpenhaminan tulkintaan sen salaperäisellä funktioaallon romahduksella, joka korvataan toisella, varsin arkipäiväisellä ja luotettavalla termillä - dekoherenssilla.

Tässä on asia - kaikissa kuvatuissa havainnointikokeissa kokeilijat vaikuttivat väistämättä järjestelmään. Se valaistiin laserilla, mittauslaitteet asennettiin. Ja tämä on yleinen, erittäin tärkeä periaate: et voi tarkkailla järjestelmää, mitata sen ominaisuuksia olematta vuorovaikutuksessa sen kanssa. Ja missä on vuorovaikutusta, ominaisuudet muuttuvat. Varsinkin kun kvanttiobjektien kolossi ovat vuorovaikutuksessa pienen kvanttijärjestelmän kanssa. Joten tarkkailijan ikuinen buddhalainen puolueettomuus on mahdotonta.

Juuri tämä selittää termin "dekoherenssi" - peruuttamaton prosessi järjestelmän kvanttiominaisuuksien rikkomisen kannalta, kun se on vuorovaikutuksessa toisen, suuren järjestelmän kanssa. Tällaisen vuorovaikutuksen aikana kvanttijärjestelmä menettää alkuperäiset piirteensä ja muuttuu klassisiksi, "tottelee" suurta järjestelmää. Tämä selittää paradoksin Schrödingerin kissan kanssa: kissa on niin suuri järjestelmä, että sitä ei yksinkertaisesti voida eristää maailmasta. Ajatuskokeen asetelma ei ole täysin oikea.

Joka tapauksessa, verrattuna todellisuuteen tietoisuuden luomisena, dekoherenssi kuulostaa paljon rauhallisemmalta. Ehkä jopa liian rauhallinen. Loppujen lopuksi tällä lähestymistavalla koko klassisesta maailmasta tulee yksi suuri dekoherenssiefekti. Ja yhden alan vakavimman kirjan kirjoittajien mukaan sellaisista lähestymistavoista seuraa loogisesti myös väitteitä, kuten "maailmassa ei ole hiukkasia" tai "ei ole aikaa perustasolla".

Luova tarkkailija vai kaikkivoipa dekoherenssi? Sinun on valittava kahdesta pahasta. Mutta muista - nyt tiedemiehet ovat yhä vakuuttuneempia siitä, että erittäin pahamaineiset kvanttivaikutukset ovat ajatteluprosessiemme taustalla. Joten missä havainto päättyy ja todellisuus alkaa - jokaisen meistä on valittava.