Касмічная прастора (або проста космас; ад — «парадак, лад; сусвет») — прастора, якая існуе па-за межамі атмасферы Зямлі і паміж нябеснымі целамі. Яна адрозніваецца надзвычай нізкай шчыльнасцю часціц і ўяўляе сабой амаль ідэальны вакуум. Касмічны вакуум складаецца пераважна з вадародна-геліевай плазмы, пранізанай электрамагнітным выпраменьваннем, касмічнымі прамянямі, нейтрына, магнітнымі палямі і пылам. Тэмпературны фон космасу вызначаецца рэліктавым выпраменьваннем, якое засталося пасля Вялікага выбуху: яно падтрымлівае базавую тэмпературу на ўзроўні 2,7 кельвіна (; ).
Мяркуецца, што міжгалактычная плазма складае каля паловы барыённай (звычайнай) матэрыі ў Сусвеце. Гэта рэчыва вельмі разрэджанае — менш за адзін атам вадароду на кубічны метр, — але пры гэтым мае кінетычную тэмпературу ў мільёны кельвінаў. Лакальныя згусткі матэрыі з цягам часу скандэнсаваліся ў зоркі і галактыкі, але нават унутры іх пераважае пустэча. Астатняя частка масы і энергіі ў назіраным Сусвеце прыпадае на загадкавыя, пакуль невывучаныя формы: цёмную матэрыю і цёмную энергію.
Касмічная прастора не мае выразнай мяжы на пэўнай вышыні над паверхняй Зямлі. Як умоўны пачатак космасу ў міжнародных дагаворах і для рэгістрацыі аэракасмічных рэкордаў звычайна выкарыстоўваецца лінія Кармана — вышыня 100 км над узроўнем мора. Некаторыя слаі верхняй стратасферы і мезасферы часам называюць «блізкім космасам». Прававыя асновы касмічнай дзейнасці заклаў міжнародны «Дагавор аб космасе», які набыў моц 10 кастрычніка 1967 года. Ён забараняе краінам абвяшчаць суверэнітэт над касмічнымі аб’ектамі і гарантуе свабоду даследаванняў для ўсіх дзяржаў. Аднак, нягледзячы на рэзалюцыі ААН аб мірным выкарыстанні космасу, на арбіце Зямлі ўжо праводзіліся выпрабаванні супрацьспадарожнікавай зброі.
Уяўленне пра тое, што прастора паміж Зямлёй і Месяцам — гэта вакуум, узнікла ў XVII стагоддзі, пасля адкрыцця зніжэння атмасфернага ціску з вышынёй. Неабсяжныя маштабы космасу былі ўсвядомлены ў XX стагоддзі, калі ўпершыню была вымерана адлегласць да галактыкі Андрамеды. У тым жа стагоддзі пачалося фізічнае асваенне космасу: спачатку з дапамогай вышынных аэрастатаў, потым — ракет, і, нарэшце, у 1961 годзе Юрый Гагарын здзейсніў першы ў гісторыі пілатаваны палёт на арбіту. Праз вялізны кошт вываду грузаў на арбіту пілатаваная касманаўтыка пакуль абмежавана нізкай калязямной арбітай і Месяцам, затое аўтаматычныя апараты ўжо наведалі ўсе вядомыя планеты Сонечнай сістэмы. Космас уяўляе сабой складанае асяроддзе для даследавання чалавекам праз небяспекі вакууму і радыяцыі. Мікрагравітацыя аказвае негатыўны ўплыў на фізіялогію чалавека, выклікаючы як атрафію цягліц, так і страту касцяной масы.
Часам пад космасам разумеюць усю прастору па-за межамі Зямлі разам з усімі астранамічнымі целамі ў ёй. У шырокім сэнсе, космас — сінонім астранамічнага азначэння СусветуБЭ ў 18 т. Т. 8. Мн., 1999.
Этымалогія Першапачаткова грэчаскі тэрмін «космас» (; «парадак», «светабудова») меў філасофскае значэнне: так старажытныя грэкі называлі гіпатэтычную замкнутую сферу вакол Зямлі, якую лічылі цэнтрам Сусвету.
У мовах лацінскай групы (і запазычаннях з іх) замацаваўся больш практычны тэрмін «прастора» ( → ; ; → ), паколькі з навуковага пункту гледжання пустата па-за межамі Зямлі практычна бясконцая. У беларускай, рускай і ўкраінскай мовах гэтыя дзве традыцыі злучыліся. У выніку ўзнікла ўстойлівае словазлучэнне «касмічная прастора». З лінгвістычнага пункту гледжання гэта з’яўляецца плеаназмам (сэнсавай празмернасцю), бо «космас» само па сабе ўжо мае на ўвазе прастору.
Гісторыя адкрыцця і вывучэння
Старажытныя ўяўленні У 350 годзе да н. э. грэчаскі філосаф Арыстоцель вылучыў тэзіс пра тое, што «прырода не церпіць пустэчы». Гэты прынцып, які стаў вядомым як horror vacui («страх пустэчы»), абапіраўся на анталагічныя аргументы філосафа V стагоддзя да н. э. Парменіда, які адмаўляў саму магчымасць існавання небыцця (пустэчы) у прасторы. Праз перакананасць у немагчымасці вакууму на Захадзе стагоддзямі панавала меркаванне, што космас не можа быць пустым. Нават у XVII стагоддзі французскі філосаф Рэнэ Дэкарт працягваў сцвярджаць, што ўся прастора без астатку запоўнена матэрыяй.
Іншая карціна назіралася ў старажытным Кітаі. Астраном II стагоддзя Чжан Хэн быў перакананы, што космас бясконцы і распасціраецца далёка за межы механізма, які ўтрымлівае Сонца і зоркі. У працах школы Сюань-е, якія захаваліся да нашых дзён, гаворыцца, што нябёсы бязмежныя, «пустыя і пазбаўленыя субстанцыі». Аналагічным чынам апісваліся і нябесныя целы: «сонца, месяц і мноства зорак плаваюць у пустой прасторы, рухаючыся або застаючыся нерухомымі».
Навуковая рэвалюцыя: доказ вакууму Італьянскі вучоны Галілеа Галілей ведаў, што паветра мае масу і, такім чынам, схільнае да гравітацыі. У 1640 годзе ён прадэманстраваў, што пэўная сіла перашкаджае ўзнікненню вакууму. Аднак стварыць апарат для атрымання частковага вакууму ўдалося толькі ягонаму вучню, Эванджэлісце Тарычэлі, у 1643 годзе. Гэты эксперымент прывёў да вынаходства першага ртутнага барометра і стаў навуковай сенсацыяй у Еўропе. Тарычэлі выказаў здагадку: калі паветра мае вагу, то атмасферны ціск павінен падаць з наборам вышыні. Для праверкі гэтай гіпотэзы французскі матэматык Блез Паскаль прапанаваў правесці эксперымент. У 1648 годзе ягоны зяць Фларэн Пер’е паўтарыў вопыт з барометрам на гары Пюі-дэ-Дом у цэнтральнай Францыі, выявіўшы, што ртутны слупок стаў карацейшым на тры дзюймы. Падзенне ціску было таксама наглядна прадэманстравана з дапамогай паўнадзьмутага пузыра, які пашыраўся пры пад’ёме ў гару і сціскаўся пры спуску.
У 1650 годзе нямецкі вучоны Ота фон Герыке сканструяваў першую вакуумную помпу — прыладу, якая канчаткова абвергла прынцып horror vacui. Герыке слушна адзначыў, што атмасфера акружае Зямлю падобна да абалонкі, шчыльнасць якой зніжаецца з вышынёй, і зрабіў выснову пра наяўнасць вакууму паміж Зямлёй і Месяцам.
Ад эфіру да тэорыі адноснасці У XV стагоддзі нямецкі тэолаг Мікалай Кузанскі выказаў здагадку, што ў Сусвету няма ні цэнтра, ні акружнасці. Ён лічыў, што Сусвет, хоць і не бясконцы, не можа быць названы канечным, бо пазбаўлены межаў, якія маглі б яго стрымліваць. Гэтыя ідэі натхнілі італьянскага філосафа Джардана Бруна на разважанні пра бясконцасць прасторы ў XVI стагоддзі. Ён пашырыў геліяцэнтрычную сістэму Каперніка да канцэпцыі бясконцага Сусвету, запоўненага субстанцыяй — эфірам, які не перашкаджае руху нябесных цел. Да падобнай высновы прыйшоў англійскі філосаф Уільям Гілберт, які сцвярджаў, што зоркі бачныя нам толькі таму, што акружаны тонкім эфірам або пустэчай. Сама канцэпцыя эфіру ўзыходзіць яшчэ да старажытнагрэчаскіх філосафаў, уключаючы Арыстоцеля, які бачыў у ім асяроддзе для руху нябесных цел.
Тэорыя Сусвету, запоўненага святланосным эфірам, захоўвала папулярнасць аж да пачатку XX стагоддзя; эфір разглядаўся як асяроддзе, неабходнае для распаўсюджвання святла. У 1887 годзе вопыт Майкельсана — Морлі павінен быў выявіць рух Зямлі скрозь гэтае асяроддзе, фіксуючы змены хуткасці святла ў залежнасці ад накірунку руху планеты. Аднак нулявы вынік вопыту паказаў на памылковасць тэорыі. Ідэя святланоснага эфіру была адкінута і заменена спецыяльнай тэорыяй адноснасці Альберта Эйнштэйна. Яна пастулявала, што хуткасць святла ў вакууме з’яўляецца нязменнай канстантай і не залежыць ад руху назіральніка або сістэмы адліку.
Вымярэнне Сусвету Першым прафесійным астраномам, які падтрымаў ідэю бясконцага Сусвету, стаў англічанін Томас Дыгэс у 1576 годзе. Аднак сапраўдныя маштабы космасу заставаліся загадкай да 1838 года, калі нямецкі астраном Фрыдрых Бесель упершыню паспяхова вымераў адлегласць да зоркі. Ён вызначыў, што паралакс сістэмы 61 Лебедзя складае ўсяго 0,31 вуглавой секунды (сучаснае значэнне — 0,287″), што адпавядае адлегласці больш за 10 светлавых гадоў.
У 1917 годзе Гебер Керціс заўважыў, што новыя зоркі ў спіральных туманнасцях у сярэднім на 10 зорных велічынь цямнейшыя, чым новыя ў Млечным Шляху, што паказвала на іхнюю велізарную аддаленасць. Канчаткова адлегласць да галактыкі Андрамеды вызначыў Эдвін Хабл у 1923 годзе. Выкарыстоўваючы метад вымярэння яркасці цэфеід (пераменных зорак), адкрыты Генрыетай Лівіт, ён даказаў: Андрамеда і іншыя галактыкі знаходзяцца далёка за межамі Млечнага Шляху. На аснове гэтых дадзеных Хабл вывеў сваю знакамітую пастаянную, што дазволіла ўпершыню разлічыць узрост і памер назіранага Сусвету — першыя ацэнкі складалі 2 млрд гадоў і 280 млн светлавых гадоў. З удасканаленнем вымяральных прыбораў дакладнасць расла, пакуль у 2006 годзе дадзеныя касмічнага тэлескопа «Хабл» не дазволілі вылічыць гэтыя параметры з высокай дакладнасцю.
Сучаснае ўяўленне пра космас грунтуецца на тэорыі Вялікага выбуху, прапанаванай у 1931 годзе бельгійскім фізікам Жоржам Леметрам. Згодна з ёй, Сусвет узнік са стану экстрэмальнай шчыльнасці энергіі і з тых часоў бесперапынна пашыраецца.
Першую ацэнку тэмпературы космасу даў швейцарскі фізік Шарль Эдуар Гіём яшчэ ў 1896 годзе: зыходзячы з выпраменьвання фонавых зорак, ён атрымаў значэнне 5-6 К. Пазней, у 1926 годзе, Артур Эдынгтан разлічыў тэмпературу ў 3,18 К, а ў 1933 годзе Эрых Рэгенер, грунтуючыся на энергіі касмічных прамянёў, ацаніў яе ў 2,8 К. У 1948 годзе, ужо абапіраючыся на тэорыю Вялікага Выбуху і астывання фонавай энергіі, амерыканскія фізікі Ральф Ашэр Альфер і Роберт Херман прадказалі тэмпературу космасу на ўзроўні 5 К.
Фарміраванне і стан
Сапраўдны памер усяго Сусвету невядомы; магчыма, ён бясконцы. Згодна з тэорыяй Вялікага выбуху, каля 13,8 мільярдаў гадоў таму ранні Сусвет знаходзіўся ў стане касмалагічнай сінгулярнасці бясконца высокай шчыльнасці і тэмпературы, пасля чаго пачаў імкліва пашырацца і астываць. Прыкладна праз 380 000 гадоў Сусвет астыў дастаткова, каб запаволеныя электроны змаглі аб’яднацца з запаволенымі пратонамі і альфа-часціцамі, утварыўшы атамы вадароду, — наступіла так званая эпоха рэкамбінацыі. Адбылося раздзяленне матэрыі і выпраменьвання, што дазволіла фатонам свабодна перамяшчацца скрозь прастору, якая бесперапынна пашыралася. Матэрыя, што засталася пасля першаснага пашырэння, пад дзеяннем гравітацыі скалапсавала, сфарміраваўшы зоркі, галактыкі і іншыя астранамічныя аб’екты. Паміж імі застаўся глыбокі вакуум, які і ўтварае тое, што мы сёння называем касмічнай прасторай. Паколькі хуткасць святла канечная, гэтая тэорыя накладвае абмежаванне на памер назіранага Сусвету.
Сучасныя ўяўленні пра форму Сусвету заснаваныя на вымярэннях рэліктавага выпраменьвання (касмічнага мікрахвалевага фону), атрыманых з дапамогай такіх спадарожнікаў, як WMAP. Гэтыя назіранні паказваюць, што прасторавая геаметрыя назіранага Сусвету з’яўляецца «плоскай». Гэта азначае, што фатоны, якія рухаюцца па паралельных траекторыях, застаюцца паралельнымі на ўсім шляху да межаў назіранага Сусвету (за выключэннем скрыўленняў, абумоўленых лакальнай гравітацыяй). Той факт, што Сусвет з’яўляецца плоскім, у спалучэнні з вымеранай шчыльнасцю масы і паскарэннем пашырэння Сусвету, паказвае на наяўнасць у прасторы ненулявой энергіі вакууму, якую называюць цёмнай энергіяй.
Паводле сучасных ацэнак, сярэдняя шчыльнасць энергіі ў Сусвеце эквівалентная 5,9 пратона на кубічны метр, у тым ліку цёмную энергію, цёмную матэрыю і барыённую матэрыю (звычайнае рэчыва, якое складаецца з атамаў). На долю атамаў прыпадае ўсяго ад агульнай шчыльнасці энергіі, што адпавядае шчыльнасці адзін пратон на чатыры кубічныя метры. Размеркаванне шчыльнасці ў Сусвеце вельмі нераўнамернае: яна вар’іруецца ад адносна высокай у галактыках (і звышвысокай унутры такіх цел, як планеты, зоркі і чорныя дзіркі) да вельмі нізкай у гіганцкіх пустэчах — войдах (прынамсі, з пункту гледжання бачнай матэрыі).
У адрозненне ад звычайнай і цёмнай матэрыі, цёмная энергія, імаверна, не засяроджваецца ўнутры галактык. І хоць яна можа складаць большую частку ўсёй масы-энергіі Сусвету, унутры Млечнага Шляху ўплыў цёмнай энергіі на пяць парадкаў (г.зн. у ) слабейшы за гравітацыйнае ўздзеянне звычайнага рэчыва і цёмнай матэрыі.
Уласцівасці