Користувач:SonyaIky/Чернетка

Портал команди Clear Skies Foundation

Цей портал присвячений нашій діяльності у Вікіпедії та деяким напрямкам за її межами, а його ключова мета — ділитися нашим досвідом, успіхами і невдачами та заохотити інших долучатися до системного покращення нашої улюбленої онлайн-енциклопедії.

Хто ми?

Ми — ті, кого ви знали під старою назвою “Астрономічна Вікі-команда 2.0”. Ті, хто перетворює українську Вікіпедію на Астропедію, влаштовуючи спам номінацій Добрих астрономічних статей. Ті, хто через брак досвіду часто отримує багато зауважень та іноді ігнорує їх. Та ті, хто не зважаючи на все, продовжує вчитися та навчати інших.

Вікіпедія - частина нас

Вікіпедійний відділ команди Clear Skies Foundation — а саме так ми офіційно називаємось — це один з п'яти відділів команди і невід’ємна складова організації з самого заснування в 2022 році. Все почалося з кількох крейзі-астрономів та ідеї створювати статті з астрономії, яких бракувало в українській Вікіпедії. Впродовж двох з половиною років команда еволюціонувала, змінювався її склад та підходи в роботі. Починаючи з вересня 2023 року було повністю оновлено склад учасників і формат діяльності. Зараз команда складається з 14 учасників, більшість з нас до цього ніколи до цього Вікіпедію не редагували. Основним напрямком діяльності є написання Добрих статей та Вибраних списків з астрономії та космонавтики.

Ми - частина Вікіпедіїс

Ми пройшли через велику кількість невдач і успіхів, здобули чимало корисного досвіду і систематизували його, зокрема - у вигляді наших основних принципів:

• Шукати баланс між кількістю та якістю. Немає сенсу створювати щомісяця чергову сотню статей-заготовок і так само - витрачати цілий рік на написання однієї ідеальної статті.
• Залучати новачків. Досвідчені користувачі - це ті, на кому тримається українська Вікіпедія, однак зусиль лише цих кількох сотень учасників фізично не вистачить, щоб втримати на своїх плечах вже понад мільйон статей.
• Підтримувати дружню атмосферу в колективі. Серед нас немає і не буде токсичних учасників. Цілісність і ефективність колективу важливіша за вимоги та забаганки одного, хай навіть дуже професійного дописувача.
• Допомагати один одному. Разом писати статті, виправляти зауваження, ділитися напрацюваннями, подекуди - морально підтримувати.
• Працювати "вдовгу" та системно. Навчати новачків всьому, що знаємо самі і що їм потрібно. Збирати і узагальнювати досвід та результати. Не хапатися хаотично за ті статті, які хочеться, а планувати наперед, спираючись на вподобання та компетенції команди.
• Не боятися помилятися. Експериментувати з форматами, пробувати робити те, що ніхто ще не робив. Навіть якщо не вдається або результати виходять гірші, ніж очікувалося.

Школа патрульних

«Школа патрульних» — вікіпедійний проєкт, мета якого — підвищити якість діяльності майбутніх та вже наявних патрульних в українській Вікіпедії.

Коротка історія

• Перша «Школа патрульних» була організована спільно з ГО "Вікімедіа Україна" в липні-грудні 2023 року. В рамках першого і єдиного випуску 4 учасників пройшли підготовку та отримали права патрульних і автопатрульних.
• Друга «Школа патрульних» - це вже наш власний проєкт, в якому ми врахували помилки та проблеми попереднього. Навчання першого випуску розпочнеться в першому кварталі 2025 року.

Причини створення

Причинами створення «Школи патрульних» є наявність кількох серйозних проблем у нинішній системі патрулювання української Вікіпедії:

• Величезна кількість неперевірених сторінок (близько 158 тисяч), застарілих сторінок (141 тисячі) та неперевірених/застарілих об'єктів інших типів: файл, шаблон, категорія, модуль (сумарно - 57 тисяч).
• Рівень навченості патрульних, які нещодавно отримали статус, критично недостатній для ефективного патрулювання. Правила не надають вичерпної інформації, оскільки для ефективного патрулювання потрібно мати ще й практичні навички.

QR-коди для швидкого доступу

Приєднатися до Вікі-відділу

Посібник для новачків

Посібник по статусним статтям

Наша статистика

⭐ 15 Добрі статті	📜 4 Вибрані списки	🏆 1 Вибрані статті
📄 171 Загалом створено статей з астрономії	✏️ 1000 Редагувань в середньому за місяць	👥 14 Учасників зараз
⏳ 16 Місяців ми працюємо

Цікавитеся космосом, вивчаєте астрономію, готуєтеся до іспитів чи вже працюєте у цій сфері? Чи, можливо, просто любите дивитися на зорі та мрієте про неймовірні відкриття? Наша команда CSF запрошує вас долучитися до наших проєктів! Неважливо, чи ви новачок, студент, викладач або досвідчений астроном — у нас знайдеться місце для кожного. Ми у будь-якому випадку всьому навчаємо, підтримуємо один одного, допомагаємо зростати та реалізовувати ідеї. Разом ми створюємо унікальні статті, покращуємо українську Вікіпедію та надихаємо нові покоління любити космос.

До статті Червоний зсув

Використання

Дослідження червоних зсувів широко застосовується в астрономії, особливо в астрофізиці, оскільки дає змогу отримувати інформацію про різні властивості небесних тіл, вивчаючи їхні спектри. Для визначення червоних зсувів вимірюють довжини хвиль однакових спектральних ліній у досліджуваному джерелі та в лабораторному, зазвичай знаходять їхню різницю і обчислюють червоний зсув за формулою $z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}}}$. У деяких випадках червоний зсув можна виміряти фотометрично з меншими витратами часу, але нижчою точністю.

Галактична астрономія

В об'єктів усередині Чумацького Шляху немає космологічних червоних зсувів, отже, спостережуваний червоний зсув є переважно доплерівським. Гравітаційні червоні зсуви спостерігаються лише в об'єктів з дуже сильними гравітаційними полями, таких як білі карлики, нейтронні зорі або чорні діри.

При цьому за доплерівським червоним зсувом можна судити не тільки про рух джерела світла: наприклад, під час обертання зорі одна з її сторін наближається до спостерігача, а інша віддаляється, що призводить до відмінностей у променевих швидкостях, а отже, у червоних або синіх зсувах. Навіть якщо не вдається поспостерігати окремі частини зорі, як це можливо для Сонця, то загальний спектр буде являти собою суму спектрів різних точок диска зорі. У результаті лінії в спектрі зорі матимуть більшу ширину, з якої можна буде обчислити швидкість обертання зорі.

Позагалактична астрономія

В інших галактик спостерігається доплерівський червоний зсув, спричинений їхніми пекулярними швидкостями та обертанням, і космологічний червоний зсув, зумовлений розширенням Всесвіту. Гравітаційні червоні зсуви у галактик не спостерігаються. В позагалактичній астрономії червоні зсуви відіграють дуже велику роль. У космології воно використовується і як міра часу, і як міра відстані: тобто, час і відстань, яку мало пройти світло, рухаючись від спостерігача до джерела, щоб набути такого космологічного червоного зсуву. Зручність цього підходу полягає в тому, що $z$ визначається безпосередньо зі спостережень, тоді як відповідні йому час і відстань залежать від параметрів використовуваної космологічної моделі.

Синій зсув

Протилежністю червоного зсуву є синій зсув. Синій зсув — це будь-яке зменшення довжини хвилі (збільшення енергії) з відповідним збільшенням частоти електромагнітної хвилі. У видимому світлі це призводить до зміщення кольору до синього кінця спектра.

Доплерівський червоний і синій зсув

Доплерівський синій зсув

Допплерівський синій зсув спричинений рухом джерела в напрямку до спостерігача. Цей термін застосовується до будь-якого зменшення довжини хвилі та збільшення частоти, спричиненого відносним рухом, навіть за межами видимого спектра. Допплерівський синій зсув використовується в астрономії для визначення відносного руху:

• Галактика Андромеди рухається до нашої галактики Чумацький Шлях в межах Місцевої групи; таким чином, при спостереженні з Землі її світло зазнає синього зсуву.
• При спостереженні спіральних галактик сторона, що обертається до нас, матиме невеликий синій зсув відносно сторони, що обертається від нас (див. співвідношення Таллі-Фішера).
• Допплерівський синій зсув далеких об'єктів з високим $z$ можна відняти від набагато більшого космологічного червоного зсуву, щоб визначити відносний рух у Всесвіті, що розширюється.

Склад Марса

Відслонення скелі "Хотта" на Марсі - давнє русло струмка, сфотографоване марсоходом К'юріосіті (12 вересня 2012 року). Велика кількість сполук заліза відповідає за яскравий коричнево-червоний колір марсіанського ґрунту.

Склад Марса охоплює розділ геології Марса, який описує склад цієї червоної планети.

Вміст елементів можна визначити дистанційно за допомогою орбітальних космічних апаратів. Ця карта показує поверхневу концентрацію елемента кремнію на основі даних гамма-спектрометра (GRS) космічного апарату Mars Odyssey.

Марс є диференційованим, що для земної планети означає, що він має центральне ядро, яке складається з заліза і нікелю, оточене менш щільною силікатною мантією і корою. Як і Земля, Марс має розплавлене залізне ядро або, принаймні, розплавлена зовнішня частина ядра. Однак, схоже,що в мантії немає конвекції. В даний час Марс демонструє незначну геологічну активність.

Елементний склад Марса відрізняється від земного в кількох важливих аспектах. По-перше, аналіз марсіанських метеоритів свідчить, що мантія планети приблизно вдвічі багатша на залізо, ніж земна. Характерний червоний колір планети зумовлений оксидами заліза на її поверхні. По-друге, її ядро багатше на сірку. По-третє, марсіанська мантія багатша на калій і фосфор, ніж земна, і по-четверте, марсіанська кора містить більший відсоток летких елементів, таких як сірка і хлор, ніж земна кора. Багато з цих висновків підтверджуються аналізами гірських порід і ґрунтів на поверхні Марса.

Значна частина того, що ми знаємо про елементний склад Марса, походить від орбітальних космічних апаратів. Більшість з цих космічних апаратів мають на борту спектрометри та інші інструменти для вимірювання складу поверхні Марса за допомогою дистанційного зондування з орбіти або аналізів на місці на поверхні планети. Ми також маємо багато реальних зразків Марса у вигляді метеоритів, які долетіли до Землі. Марсіанські метеорити (які часто називають SNC, від англ. Shergottites (Шерготити), Nakhlites (Накліти) та Chassignites (Шасиньїти) - групи метеоритів, які вперше довели своє марсіанське походження) надають дані про хімічний склад кори та надр Марса, які інакше неможливо було б отримати, окрім як за допомогою місії з повернення зразків.

Найпоширеніші гази планети Марс за об'ємом (Дані: марсохід Curiosity, жовтень 2012).

Летючі гази планети Марс ( марсохід К'юріосіті , жовтень 2012 р.).

На основі цих джерел даних вчені вважають, що найпоширенішими хімічними елементами в марсіанській корі є кремній, кисень, залізо, магній, алюміній, кальцій і калій. Ці елементи є основними компонентами мінералів, з яких складаються магматичні породи. Титан, хром, манган, сірка, фосфор, натрій і хлор менш поширені, але все одно є важливими компонентами багатьох супутніх мінералів у гірських породах і вторинних мінералів (продуктів вивітрювання) у пилу і ґрунтах (реголіті). 5 вересня 2017 року вчені повідомили, що марсохід К'юріосіті (англ. Curiosity) виявив на планеті Марс бор, необхідний для життя на Землі. Ця знахідка, разом з попередніми відкриттями, що вода могла бути присутня на стародавньому Марсі, додатково підтверджує можливу ранню придатність для життя кратера Ґейла на Марсі.

Водень присутній у вигляді водяного льоду (H2O) та гідратованих мінералів. Вуглець зустрічається у вигляді вуглекислого газу (CO2) в атмосфері та іноді у вигляді сухого льоду на полюсах. Молекулярний азот (N2) становить 2,7% атмосфери. Наскільки нам відомо, органічні сполуки відсутні, за винятком слідів метану, виявлених в атмосфері.

Мінералогія та петрологія

Марс за своєю суттю є магматичною планетою. Гірські породи на поверхні та в корі складаються переважно з мінералів, які кристалізуються з магми. Більшість наших нинішніх знань про мінеральний склад Марса походить від спектроскопічних даних з орбітальних космічних апаратів, аналізів на місцях порід й ґрунтів з шести місць посадки, а також вивчення марсіанських метеоритів.Спектрометри, які зараз перебувають на орбіті, включають THEMIS ("Марс Одіссей"), OMEGA ("Марс-Експрес") і CRISM ("Марсіанський розвідувальний орбітальний зонд"). Кожен з цих двох марсоходів має рентгенівський спектрометр альфа-частинок (APXS), тепловий емісійний спектрометр (Mini-TES) та спектрометр Мессбауера для виявлення мінералів на поверхні Марса.

17 жовтня 2012 року марсохід К'юріосіті на планеті Марс у "Рокнест" провів перший рентгеноструктурний аналіз марсіанського ґрунту. Результати, отримані за допомогою аналізатора CheMin, виявили наявність кількох мінералів, зокрема польового шпату, піроксенів та олівіну, і дозволили припустити, що марсіанський ґрунт у зразку схожий на "вивітрені базальтові ґрунти" Гавайських вулканів.

Первинні гірські породи та мінерали

• Видатні камені на Марсі
• 
  Адірондак (марсохід Спіріт)
• 
  Барнакл-Білл (марсохід Соджорнер)
• 
  Батерст-Інлет (марсохід К'юріосіті)
• 
  Біг Джо (марсохід Вікінг-1)
• 
  Block Island (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Баунс (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Коронація (марсохід К'юріосіті)
• 
  Ель-Капітан (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Есперанс (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Голберн (марсохід К'юріосіті)
• 
  Heat Shield (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Домашня табличка (марсохід Спіріт)
• 
  Хотта (марсохід К'юріосіті)
• 
  Джейк Матієвич (марсохід К'юріосіті)
• 
  Ласт Ченс (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Лінк (марсохід К'юріосіті)
• 
  Макіно (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Мімі (марсохід Спіріт)
• 
  Oileán Ruaidh (марсохід Оппортьюніті)
• 
  Горщик із золотом (марсохід Спіріт)
• 
  Рокнест 3 (марсохід К'юріосіті)

Зображення олівінових базальтів у Долини Марінера. Шари, багаті олівіном, виглядають темно-зеленими

Темні ділянки Марса характеризуються мафічними породоутворюючими мінералами - олівіном, піроксеном і плагіоклазом та польовим шпатом. Ці мінерали є основними складовими базальту - темної вулканічної породи, яка також утворює океанічну кору Землі та місячне море.

Мінерал олівін зустрічається по всій планеті, але одні з найбільших його скупчень знаходяться в Нілі Фоссе, області, що містить породи нойського періоду. Ще одне велике відслонення, багате на олівін, знаходиться в Ганг Шазма, ущелині на східному боці Долини Марінера. Олівін швидко вивітрюється в глинисті мінерали в присутності рідкої води. Тому ділянки з великими виходами олівінових порід вказують на те, що рідка вода не була в надлишку з моменту формування порід.

Перший лазерний спектр хімічних елементів з ChemCam на марсоході К'юріосіті

Піроксенові мінерали також широко поширені по всій поверхні. Присутні як низькокальцієві (орто-), так і висококальцієві (кліно-) піроксини, причому висококальцієві різновиди пов'язані з молодими вулканічними щитами, а низькокальцієві форми (енстатит) більш поширені на старій високогірній місцевості. Оскільки енстатит плавиться при вищій температурі, ніж його висококальцієвий родич, деякі дослідники стверджують, що його присутність у високогір'ї вказує на те, що старіші магми на Марсі мали вищу температуру, ніж молоді.

У період з 1997 по 2006 рік тепловізійний спектрометр (TES) на космічному апараті Mars Global Surveyor (MGS) склав карту глобального мінерального складу планети. TES ідентифікував дві вулканічні одиниці глобального масштабу на Марсі. Тип поверхні 1 (ST1) характеризує високогір'я нойського періоду і складається з незмінених базальтів, багатих на плагіоклаз і клінопіроксеніт. Тип поверхні 2 (ST2) поширений на молодих рівнинах є більш багатим на кремнезем, ніж ST1.

Перший рентгенівський знімок марсіанського ґрунту - аналіз CheMin виявляє польовий шпат, піроксен, олівін тощо (марсохід К'юріосіті 17 жовтня 2012 року).

Лави ST2 були інтерпретовані як андезити або базальтові андезити, що вказує на те, що лави на північних рівнинах походять з більш хімічно розвинених, багатих на летючі речовини магм. Однак інші дослідники припускають, що ST2 є вивітреними базальтами з тонким покриттям кремнезему або інших вторинних мінералів, які утворилися внаслідок взаємодії з водоносними або льодоносними матеріалами.

Справжні проміжні та фельзичні породи присутні на Марсі, але їхні експозиції є рідкісними. Як TES, так і тепловізійний зонд (THEMIS) на космічному апараті Mars Odyssey виявили висококремнеземні породи у Великому Сиртісі та біля південно-західного краю кратера Антоніаді. Спектри цих порід нагадують багаті на кварц дацити і гранітоїди, що свідчить про те, що принаймні деякі частини марсіанської кори можуть мати різноманітні магматичні породи, подібні до земних. Деякі геофізичні дані свідчать про те, що основна частина марсіанської кори може насправді складатися з базальтового андезиту або андезитів. Андезитова кора прихована під базальтовими лавами, які домінують у поверхневому складі, але є незначними за об'ємом.

Склад гірських порід. Марсохід К'юріосіті (березень, 2013).

Гірські породи, досліджені марсоходом Спіріт у кратері Гусєва, можна класифікувати по-різному. Кількість і типи мінералів роблять ці породи примітивними базальтами - також званими пікритовими базальтами. Ці породи схожі на давні земні породи, які називаються базальтовими коматіїтами. Гірські породи рівнин також нагадують базальтові шерготтіти - метеорити, що прилетіли з Марса. Одна з класифікаційних систем порівнює кількість лужних елементів з кількістю кремнезему на графіку; в цій системі породи Гусєвської рівнини лежать на стику базальту, пікробазальту і тефриту.

Curiosity rover – view of "Sheepbed" mudstone (lower left) and surroundings (February 14, 2013).

18 березня 2013 року НАСА повідомило, що прилади марсохода К'юріосіті виявили ознаки гідратації мінералів, ймовірно, гідратованого сульфату кальцію, у кількох зразках гірських порід, включаючи уламки порід "Тінтіна", а також у жилах і конкреціях в інших породах, таких як "Кнорр" і "Верніке". Аналіз за допомогою приладу DAN, встановленого на марсоході, показав наявність підземних вод, що становлять до 4% вмісту води, на глибині до 60 см (2,0 футів) на ділянці маршруту марсохода від місця висадки Бредбері до затоки "Yellowknife" у місцевості Гленелг.

У журналі Science за вересень 2013 року дослідники описали інший тип породи під назвою "Джейк М" або "Джейк Матієвич (скеля)". Це була перша порода, проаналізована рентгенівським спектрометром альфа-частинок на марсоході К'юріосіті, і вона відрізнялася від інших відомих марсіанських магматичних порід тим, що була лужною (>15% нормативного вмісту нефеліну) і відносно фракціонованою. Джейк М схожий на земні мугерити - тип гірських порід, які зазвичай зустрічаються на океанських островах і в континентальних рифтах. Відкриття Джейка М може означати, що лужні магми можуть бути більш поширеними на Марсі, ніж на Землі, і що К'юріосіті може зіткнутися з ще більш фракціонованими лужними породами (наприклад, фонолітами і трахітами).

Глиниста мінеральна структура аргіліту. Марсохід К'юріосіті досліджує аргіліт біля затоки "Yellowknife" на Марсі.

За допомогою мас-спектрометра SAM вчені виміряли ізотопи гелію, неону та аргону, які виробляють космічні промені, проходячи крізь гірські породи. Чим менше цих ізотопів вони знаходять, тим нещодавно порода була опромінена біля поверхні. 4-мільярдний шар дна озера, яку пробурив К'юріосіті, був відкритий між 30 і 110 мільйонами років тому вітрами, які піскоструминним способом зняли 2 метри верхнього шару породи. Далі вони сподіваються знайти ділянку, молодшу на десятки мільйонів років, пробуривши її поблизу відслонення, що нависає.

Виміряно поглинену дозу та еквівалент дози від галактичних космічних променів і частинок сонячної енергії на поверхні Марса за ~300 днів спостережень під час поточного сонячного максимуму. Ці вимірювання необхідні для людських місій на поверхню Марса, для визначення часу виживання мікробів будь-якого можливого існуючого або минулого життя, а також для визначення того, як довго можуть зберігатися потенційні органічні біосигнатури. За оцінками цього дослідження, для доступу до можливих біомолекул необхідно пробурити кілька метрів. Фактична поглинена доза, виміряна детектором оцінки радіації (RAD), становить 76 мГр/рік на поверхні. Виходячи з цих вимірювань, під час польоту на поверхню Марса в обидва боки тривалістю 180 днів і 500 днів на поверхні Марса протягом поточного сонячного циклу астронавт отримає загальну дозу опромінення, еквівалентну ~1,01 зіверта за місію. Опромінення в 1 зіверт асоціюється з 5-відсотковим збільшенням ризику розвитку смертельного раку. Поточна межа підвищеного ризику для астронавтів НАСА, які працюють на низькій навколоземній орбіті, становить 3 відсотки. Максимальний захист від галактичного космічного проміння можна отримати за допомогою приблизно 3 метрів марсіанського ґрунту.

Досліджені зразки, колись були мулом, в якому протягом мільйонів і десятків мільйонів років могли існувати живі організми. Це вологе середовище мало нейтральний рН, низьку солоність і змінний окислювально-відновний стан як заліза, так і сірки. Ці види заліза та сірки могли використовуватися живими організмами. Карбон, Гідроген, Oксиген, Сульфур, Нітроген та Фосфор були виміряні безпосередньо як ключові біогенні елементи. Два зразки, Джон Клейн і Камберленд (одні з каменів на Марсі), містять базальтові мінерали, Ca-сульфати, оксид та гідроксиди заліза, сульфіди заліза, аморфний матеріал і триоктаедричні смектити (різновид глини). Базальтові мінерали в аргіліті подібні до тих, що зустрічаються в прилеглих еолових відкладах. Однак, аргіліт містить набагато менше Fe-форстериту та магнетиту, тому Fe-форстерит (різновид олівіну), ймовірно, був змінений для утворення смектиту (різновид глини) та магнетиту. Ранній період вказує на те, що формування глинистих мінералів на Марсі тривало і після нойського періоду; отже, в цьому місці нейтральний рН протримався довше, ніж вважалося раніше.

Відслонення скелі "Хотта" на Марсі - давнє русло струмка, сфотографоване марсоходом Curiosity (12 вересня 2012 року). Велика кількість сполук заліза відповідає за яскравий коричнево-червоний колір марсіанського ґрунту.

Коли настає повний Місяць припливи стають більш потужними. Фізик та астроном Делавер Гаррі Шипман пояснив чому відбувається саме так. «Коли Сонце, Місяць і Земля знаходяться майже на одній прямій (сизигійний приплив), сонячний приплив має адитивний ефект на місячний приплив, створюючи надвисокі припливи», - розповів Гаррі Шипман. Таке явище зазвичай називають весняними припливами й відпливами (але це не трапляється тільки навесні), також це відбувається й під час молодика.

Повний місяць

Характеристики

Повний місяць часто сприймається як подія, що триває цілу ніч, хоча його фаза, видима з Землі, постійно зростає або спадає, і повним він стає лише в той момент, коли закінчується зростання і починається спадання. Для будь-якої місцевості можна побачити приблизно половину таких максимальних повних Місяців, тоді як інша половина припадає на день, коли повний Місяць перебуває під горизонтом. Оскільки орбіта Місяця нахилена на 5,145° від екліптики, вона, як правило, не повністю протилежна Сонцю під час повної фази, тому повний місяць не є ідеально повним, за винятком ночі з місячним затемненням, коли Місяць перетинає екліптику на протилежній стороні від Сонця.

У багатьох альманахах повні місяці перераховуються не лише за датою, але й за точним часом, як правило, за всесвітнім координованим часом (UTC). Типові місячні календарі , які включають місячні фази, можуть бути зміщені на один день, якщо вони підготовлені для іншого часового поясу.

Повний місяць, як правило, є неоптимальним часом для астрономічних спостережень Місяця, оскільки зникають тіні. Це також поганий час для інших спостережень, оскільки яскраве сонячне світло, відбите Місяцем, посилене сплеском протистояння, затьмарює багато зір.

Формула

Дата й приблизний час конкретного повного місяця (припускаючи кругову орбіту) можна обчислити за таким рівнянням:

$d=20.362000+29.530588861\times N+102.026\times 10^{-12}\times N^{2}$

де d — кількість днів з 00:00:00 1 січня 2000 року в земній шкалі часу , що використовується в астрономічних ефемеридах ; для всесвітнього часу (UT) додайте наступну приблизну поправку до d :

$-0.000739-(235\times 10^{-12})\times N^{2}$

де N — це кількість повних місяців після першого повного місяця 2000 року. Справжній час повного місяця може відрізнятися від цього наближення приблизно на 14,5 годин через некруглість орбіти Місяця . Див. Новий місяць для пояснення формули та її параметрів.

Останні фази часткового місячного затемнення 17 липня 2019 року, зроблені з Глостершира, Великобританія

Вік і видимий розмір повного місяця змінюються в циклі трохи менше 14 синодичних місяців, який називають циклом повного місяця.

Місячні затемнення

Місячне затемнення — це астрономічна подія , яка відбувається, коли Місяць переходить у тінь Землі , в результаті чого Місяць стає затемненим.  Таке вирівнювання відбувається під час сезону затемнень , приблизно кожні шість місяців, під час фази повного місяця , коли площина орбіти Місяця знаходиться найближче до площини орбіти Землі.

Повне затемнення

Відбувається, якщо Місяць потрапляє у тінь Землі повністю, сонячне проміння упродовж певного часу взагалі не потрапляє безпосередньо до його поверхні. Під час такого затемнення поверхня Місяця стає темно-червоною, але Місяць не зникає повністю. Темно-червоне забарвлення зумовлене слабким світлом, яке розсіюється крізь атмосферу Землі. Природа цього явища подібна до природи заграви, завдяки якій небо є червоним деякий час після заходу і до сходу Сонця. Для оцінки яскравості Місяця під час затемнення використовується шкала Данжона

Розташування небесних тіл під час затемнення. A — Сонце; B — Земля; C — Місяць; D — Напівтінь; E — Повна тінь

Часткове затемнення

Настає, коли у тінь потрапляє лише частина Місяця. При такому типі затемнення, навіть в максимальній фазі, частина Місяця лишається в півтіні, і освітлюється прямими сонячними променями. Середня орбітальна швидкість Місяця становить близько 1,03 км/с (2300 миль/год), або трохи більше, ніж його діаметр на годину, тому повна швидкість може тривати майже 107 хвилин. Тим не менш, загальний час між першим і останнім контактом кінцівки Місяця з тінню Землі значно довший і може тривати до 236 хвилин .

Півтіньове затемнення

Якщо Місяць заходить тільки до напівтіні Землі, затемнення називають півтіньовим. Такі затемнення малопомітні й їх фіксують лише за допомогою приладів. Півтіньові затемнення також бувають повними, якщо весь Місяць потрапляє в напівтінь Землі, і частковими, якщо лише частина його потрапляє туди.

Центральне місячне затемнення

Центральне місячне затемнення — повне місячне затемнення, під час якого Місяць проходить через центр тіні Землі, контактуючи з протисонячною точкою. Цей тип місячного затемнення зустрічається відносно рідко .

Вплив повного місяця на Землю

Опади на Землі

Згідно з дослідженнями американських геофізиків, фази Місяця впливають на рівень опадів на Землі. У період повного Місяця верхні шари атмосфери зазнають підвищення тиску, а ніжні шари зазнають зростання температури. В теплому повітрі збільшується кількість вологи, що впливає на збільшення опадів. Вчені зробили висновок, що повний Місяць сприяє збільшенню кількості опадів приблизно на один відсоток. Ці результати досліджень були опубліковані в журналі Geophysical Research Letters .

Схема припливів та відливів. Moon - Місяць; Eatrh - Земля; High tide - Приплив; Low Tide - Відплив;

Місяць має силу тяжіння, яка спричиняє підняття рівня води у Світовому океані та його спадання. Періодичні коливання рівня води у водоймах називають припливами і відпливами. Коли Місяць перебуває в певному положенні відносно Землі, його гравітаційна сила притягує воду, створюючи приплив. Після того, як Місяць змінює своє положення, вода повертається назад, що призводить до відпливу. Водна оболонка Землі через припливи та відпливи має овальну форму .

Сон людей

Місячне світло настільки яскраве для людського ока, що цілком розумно припустити, що за відсутності інших джерел світла це джерело нічного світла могло відігравати роль у модулюванні нічної активності та сну людини. Цікаво, що одне дослідження 2021 року показало, що в ніч перед повним місяцем люди засинають пізніше і загалом сплять менше . Інші дослідження показують, що повний місяць може бути пов'язаний з менш глибоким сном і збільшенням латентності швидкого сну (швидкого руху очей) . Латентність (від лат. latentis) — прихований, невидимий: властивість об'єктів або процесів перебувати у прихованому стані, не виявляючи себе; затримка між стимулом та реакцією.

Сповільнення обертання Землі

Місяць також впливає на обертання Землі, спричиняючи ефект, відомий як приливне прискорення. Це призводить до збільшення тривалості нашого дня на 2,3 мілісекунди на століття. Земля втрачає енергію, яка накопичується Місяцем, що збільшує відстань між Місяцем та Землею на 1,5 дюйма (3,8 сантиметра) щорічно .

Це гравітаційне тяжіння Місяця могло відіграти ключову роль у тому, що Земля стала придатною для життя планетою. Воно пом'якшує ступінь коливання осі Землі, що призводить до відносно стабільного клімату протягом мільярдів років, сприяючи процвітанню життя на нашій планеті .

Голографічний принцип

Голографічний принцип — це властивість теорії струн і передбачувана властивість квантової гравітації, яка стверджує, що опис об'єму простору можна розглядати як закодований на межі нижчого виміру області - наприклад, на світлоподібній межі, як гравітаційний горизонт. Вперше запропонований Герардом 'т Гофтом, він отримав точну інтерпретацію в теорії струн Леонардом Сасскіндом, який об'єднав свої ідеї з попередніми ідеями 'т Гуфта і Чарльз Торн. Леонард Сасскінд сказав: "Тривимірний світ звичайного досвіду - всесвіт, наповнений галактиками, зорями, планетами, будинками, камінням і людьми - це голограма, образ реальності, закодований на віддаленій двовимірній поверхні". Як зазначає Рафаель Буссо, Чарльз Торн у 1978 році зауважив, що теорія струн допускає більш низьковимірний опис, в якому гравітація випливає з неї так, як ми зараз називаємо "голографічним" способом. Яскравим прикладом голографії є AdS/CFT відповідність.

"Для того щоб зрозуміти концепцію, уявіть, ніби ви переглядаєте 3D-фільм у кінотеатрі, ви спостерігаєте рухомі зображення, які мають висоту, ширину та глибину, але насправді це лише проекції на плоскому 2D-екрані. У нашому 3D-всесвіті ми можемо доторкатися до об'єктів та відчувати їх – і з нашої перспективи ця 'проекція' стає 'реальністю'", розповідає професор математичних наук англійського Університету Саутгемптона Костас Скендеріс.

Використання голографічного принципу для аналізу реального світу вчені почали в кінці 1990-х років.З погляду вчених, голографічний принцип є потужним інструментом, який дозволяє створювати більш точні математичні моделі Всесвіту і отримати більш глибоке розуміння його будови та функціонування. Голографічний принцип був створений на основі термодинаміки чорних дір, яка припускає, що максимальна ентропія в будь-якій області залежить від радіуса в квадраті, а не в кубі, як можна було б очікувати. У випадку з чорною дірою, розуміння полягав у тому, що інформаційний вміст усіх об'єктів, які потрапили в діру, може повністю міститися у поверхневих коливаннях горизонту подій. Голографічний принцип вирішує інформаційний парадокс чорної діри в рамках теорії струн. Однак існують класичні розв'язки рівнянь Ейнштейна, які допускають значення ентропії більші, ніж ті, що допускаються законом площі (радіус у квадраті), а отже, в принципі більші, ніж у чорної діри. Це так звані "мішки з золотом Вілера". Існування таких розв'язків суперечить голографічній інтерпретації, а їхні ефекти у квантовій теорії гравітації, що включає голографічний принцип, ще не до кінця зрозумілі.

AdS/CFT відповідність

Відповідність AdS/CFT (дуальність Малдасени, калібрувально-гравітаційна дуальність) — гіпотетична відповідність (дуальність) між двома видами фізичних теорій: з одного боку це простори анти-де Сіттера (англ. anti-de Sitter, AdS), що застосовуються в теоріях квантової гравітації, сформульованих у термінах теорії струн або М-теорії; з іншого боку відповідності перебуває конформна теорія поля (англ. conformal field theory, CFT), яка є квантовою теорією поля, що, зокрема, описує сильну взаємодію елементарних частинок (поля Янга — Міллса).

Подвійність являє собою великий прогрес у нашому розумінні теорії струн і квантової гравітації.  Це пояснюється тим, що він забезпечує непертурбативне формулювання теорії струн із певними граничними умовами та тому, що це найуспішніша реалізація голографічного принципу.

Вона також надає потужний інструментарій для вивчення сильно зв'язаних квантових теорій поля. Значна частина корисності дуальності випливає з того факту, що вона є сильно-слабкою дуальністю: коли поля квантової теорії поля сильно взаємодіють, поля гравітаційної теорії слабо взаємодіють і, таким чином, є більш математично зрозумілими. Цей факт було використано для вивчення багатьох аспектів ядерної фізики та фізики конденсованих середовищ шляхом перетворення проблем з цих дисциплін у більш математично зрозумілі проблеми в теорії струн.

Співвідношення AdS/CFT було вперше запропоновано Хуаном Мальдасеною наприкінці 1997 року. Важливі аспекти відповідності були розроблені в статтях Стівена Губсера, Ігоря Клебанова та Полякова Олександра Марковича, а також Едварда Віттена. До 2015 року стаття Мальдасени мала понад 10 000 цитувань, ставши найбільш цитованою статтею в галузі фізики високих енергій.

Ентропія чорної діри

Об'єкт з відносно високою ентропією є мікроскопічно випадковим, як гарячий газ. Відома конфігурація класичних полів має нульову ентропію: немає нічого випадкового в електричних і магнітних полях або гравітаційних хвилях. Оскільки чорні діри є точними розв'язками рівнянь Ейнштейна, вважалося, що вони також не мають ентропії.

Але Яків Бекенштейн зауважив, що це призводить до порушення другого закону термодинаміки. Якщо кинути гарячий газ з ентропією в чорну діру, то як тільки він перетне горизонт подій, ентропія зникне. Випадкові властивості газу більше не будуть помітні, як тільки чорна діра поглине газ і заспокоїться. Один із способів не порушувати другий закон - якщо чорні діри насправді є випадковими об'єктами з ентропією, яка зростає на величину, більшу за ентропію поглинутого газу.

Бекенштейн припустив, що чорні діри є об'єктами з максимальною ентропією - вони мають більше ентропії, ніж будь-що інше в тому ж об'ємі. У сфері радіуса R ентропія релятивістського газу зростає зі збільшенням енергії. Єдиною відомою межею є сила тяжіння; коли енергії стає занадто багато, газ колапсує в чорну діру. Бекенштейн використав це, щоб встановити верхню межу ентропії в певній області простору, і ця межа була пропорційна площі цієї області. Він дійшов висновку, що ентропія чорної діри прямо пропорційна площі горизонту подій. Гравітаційне уповільнення часу призводить до того, що час, з точки зору віддаленого спостерігача, зупиняється на горизонті подій. Через природне обмеження максимальної швидкості руху це не дозволяє падаючим об'єктам перетнути горизонт подій, незалежно від того, наскільки близько вони до нього наближаються. Оскільки будь-яка зміна квантового стану вимагає часу, всі об'єкти та їхній квантово-інформаційний стан залишаються відбитими на горизонті подій. Бекенштейн дійшов висновку, що з точки зору будь-якого віддаленого спостерігача ентропія чорної діри прямо пропорційна площі горизонту подій.

Стівен Гокінг раніше показав, що загальна площа горизонту сукупності чорних дір завжди збільшується з часом. Горизонт - це межа, визначена світлоподібними геодезичними; це ті світлові промені, які ледве можуть втекти. Якщо сусідні світлові променні починають рухатися назустріч одна одній, вони врешті-решт зіштовхуються, і в цей момент їхнє продовження опиняється всередині чорної діри. Таким чином, геодезичні точки завжди віддаляються одна від одної, і кількість геодезичних точок, які утворюють межу, область горизонту, завжди збільшується. Результат Гокінга назвали другим законом термодинаміки чорних дір, за аналогією до закону зростання ентропії, але спочатку він не сприйняв цю аналогію надто серйозно.

Гокінг знав, що якби площа горизонту була справжньою ентропією, чорні діри мали б випромінювати. Коли тепло додається до теплової системи, зміна ентропії - це збільшення маси-енергії, поділене на температуру:

${\rm {d}}S={\frac {{\rm {\delta }}M\ c^{2}}{T}}.$

(Тут термін δM та c в квадраті замінено на теплову енергію, додану до системи, як правило, неінтегрованими випадковими процесами, на відміну від dS, яка є функцією лише кількох "змінних стану", тобто в традиційній термодинаміці лише температури T за Кельвіном і кількох додаткових змінних стану, таких як тиск).

Якщо чорні діри мають скінченну ентропію, вони також повинні мати скінченну температуру. Зокрема, вони мали б перебувати у рівновазі з тепловим газом фотонів. Це означає, що чорні діри не лише поглинали б фотони, але й випромінювали б їх у потрібній кількості, щоб підтримувати детальну рівновагу.

Незалежні від часу розв'язки рівнянь поля не випромінюють, оскільки незалежний від часу фон зберігає енергію. Виходячи з цього принципу, Гокінг поставив собі за мету показати, що чорні діри не випромінюють. Але, на його подив, ретельний аналіз переконав його, що випромінюють, і саме таким чином, щоб прийти до рівноваги з газом при скінченній температурі. Розрахунки Гокінга зафіксували константу пропорційності на рівні 1/4; ентропія чорної діри дорівнює чверті площі її горизонту в планківських одиницях.

Ентропія пропорційна логарифму кількості мікростанів, перерахованих способів мікроскопічної конфігурації системи, при цьому макроскопічний опис залишається незмінним. Ентропія чорної діри викликає глибоке здивування: вона говорить, що логарифм кількості станів чорної діри пропорційний площі горизонту, а не об'єму в середині.

Пізніше Рафаель Буссо запропонував коваріантну версію палітурки на основі нульових аркушів.

Інформаційний парадокс чорної діри

Розрахунки Гокінга показали, що випромінювання, яке випускають чорні діри, ніяк не пов'язане з матерією, яку вони поглинають. Вихідні світлові промені починаються точно на краю чорної діри і проводять довгий час біля горизонту, тоді як матерія, що падає, досягає горизонту набагато пізніше. Маса/енергія, що падає і виходить, взаємодіють лише тоді, коли перетинаються. Неможливо, щоб вихідний стан повністю визначався якимось крихітним залишковим розсіюванням.

Гокінг інтерпретував це як те, що коли чорні діри поглинають деякі фотони в чистому стані, що описується хвильовою функцією, вони повторно випромінюють нові фотони в тепловому змішаному стані, що описується матрицею густини. Це означало б, що квантову механіку потрібно було б модифікувати, оскільки в квантовій механіці стани, які є суперпозиціями з амплітудами ймовірностей, ніколи не стають станами, які є ймовірнісними сумішами різних можливостей.

Занепокоєний цим парадоксом, Герард 'т Гофт проаналізував випромінювання Гокінга більш детально. Він зауважив, що коли випромінювання Гокінга вилітає, існує спосіб, за допомогою якого частинки, що входять, можуть змінювати частинки, що вилітають. Їхнє гравітаційне поле деформує горизонт чорної діри, і деформований горизонт може створювати інші вихідні частинки, ніж недеформований горизонт. Коли частинка падає в чорну діру, вона прискорюється відносно зовнішнього спостерігача, і її гравітаційне поле набуває універсальної форми. Гуфт показав, що це поле утворює логарифмічний намет-полюс на горизонті чорної діри, і, подібно до тіні, цей намет є альтернативним описом місцезнаходження та маси частинки. Для чотиривимірної сферичної незарядженої чорної діри деформація горизонту подібна до типу деформації, яка описує випромінювання та поглинання частинок на світовому аркуші теорії струн. Оскільки деформації на поверхні є єдиним відбитком частинки, що входить, і оскільки ці деформації мали б повністю визначати частинки, що вилітають, Герард 'т Гофт вважав, що правильним описом чорної діри була б якась форма теорії струн.

Цю ідею уточнив Леонард Сасскінд, який також розвивав голографію, значною мірою незалежно. Сасскінд стверджував, що коливання горизонту чорної діри є повним описом як матерії, що падає, так і матерії, що виходить, тому що світова теорія струн була саме таким голографічним описом. Хоча короткі струни мають нульову ентропію, він зміг ототожнити довгі високозбуджені стани струн зі звичайними чорними дірами. Це був глибокий прорив, оскільки він показав, що струни мають класичну інтерпретацію в термінах чорних дір.

Ця робота показала, що інформаційний парадокс чорних дір вирішується, коли квантова гравітація описується незвичайним струнно-теоретичним способом, припускаючи, що струнно-теоретичний опис є повним, однозначним і не надлишковим. Простір-час у квантовій гравітації виявиться ефективним описом теорії коливань горизонту чорних дір нижчої розмірності, і припускає, що будь-яка чорна діра з відповідними властивостями, а не тільки струни, може слугувати основою для опису теорії струн.

У 1995 році Сасскінд разом зі співробітниками Том Бенкс,Вілл Фішлер і Стівен Шенкер представили формулювання нової М-теорії з використанням голографічного опису в термінах заряджених точкових чорних дір, брана D0 теорії струн типу IIA. Запропонована ними матрична теорія була вперше запропонована як опис двох бран в 11-вимірній супергравітації Бернард де Віт та Єнсом Хоппе. Пізніші автори переосмислили ті самі матричні моделі як опис динаміки точкових чорних дір у певних межах. Голографія дозволила їм зробити висновок, що динаміка цих чорних дір дає повне непертурбативне формулювання М-теорії. У 1997 році Хуан Мальдасена дав перший голографічний опис об'єкта вищої розмірності, 3+1-вимірної брани типу IIB, що розв'язало давню проблему знаходження струнного опису, який описує калібрувальну теорію. Ці розробки одночасно пояснили, як теорія струн пов'язана з деякими формами суперсиметричних квантових теорій поля.

Короткий виклад на високому рівні

У своїй статті 2003 року, опублікованій в журналі Scientific American, Джейкоб Бекенштейн спекулятивно підсумував сучасну тенденцію, започатковану Джоном Арчибальдом Вілером, яка передбачає, що вчені можуть "розглядати фізичний світ як такий, що складається з інформації, а енергія та матерія - як випадкові елементи". Бекенштейн запитує: "Чи можемо ми, як писав Вільям Блейк, "побачити світ у піщинці", чи ця ідея є не більше ніж "поетичною ліцензією"?", маючи на увазі голографічний принцип.

Несподіване з'єднання

Тематичний огляд Бекенштейна "Казка про дві ентропії" описує потенційно глибокі наслідки тенденції Уілера, зокрема, відзначаючи раніше несподіваний зв'язок між світом теорії інформації та класичною фізикою. Цей зв'язок був вперше описаний невдовзі після того, як у 1948 році американський прикладний математик Клод Е. Шеннон у фундаментальній роботі ввів найбільш широко використовувану сьогодні міру вмісту інформації, відому як ентропія Шеннона. Як об'єктивна міра кількості інформації, ентропія Шеннона виявилася надзвичайно корисною, оскільки всі сучасні пристрої зв'язку та зберігання даних, від мобільних телефонів і модемів до жорстких дисків і DVD-дисків, покладаються на ентропію Шеннона.

У термодинаміці (розділ фізики, що вивчає теплоту) ентропія зазвичай описується як міра "безладу" у фізичній системі матерії та енергії. У 1877 році австрійський фізик Людвіг Больцман описав її точніше - як кількість різних мікроскопічних станів, в яких можуть перебувати частинки, що складають макроскопічний "шматок" матерії, при цьому "виглядаючи" як той самий макроскопічний "шматок". Наприклад, для повітря в кімнаті його термодинамічна ентропія дорівнює логарифму кількості всіх способів, якими окремі молекули газу можуть бути розподілені в кімнаті, і всіх способів, якими вони можуть рухатися.

Еквівалентність енергії, матерії та інформації

Спроби Шеннона знайти спосіб кількісно оцінити інформацію, що міститься, наприклад, у телеграфному повідомленні, несподівано привели його до формули, яка має такий самий вигляд, як і формула Больцмана. У статті в серпневому номері журналу "Scientific American" за 2003 рік під назвою "Інформація в голографічному всесвіті" Бекенштейн підсумовує, що "термодинамічна ентропія та ентропія Шеннона є концептуально еквівалентними: кількість аранжувань, які підраховуються за допомогою ентропії Больцмана, відображає кількість інформації Шеннона, яка була б необхідна для реалізації будь-якого конкретного аранжування" матерії та енергії. Єдина суттєва відмінність між термодинамічною ентропією фізики та інформаційною ентропією Шеннона полягає в одиницях виміру: перша виражається в одиницях енергії, поділених на температуру, друга - в практично безрозмірних "бітах" інформації.

Голографічний принцип стверджує, що ентропія звичайної маси (не лише чорних дір) також пропорційна площі поверхні, а не об'єму; що сам об'єм є ілюзорним, а всесвіт насправді є голограмою, яка ізоморфна інформації, "вписаній" на поверхні її границі.

Експериментальні дослідження

Фізик з Фермілаб Крейґ Гоґан стверджує, що голографічний принцип передбачає квантові флуктуації просторового положення, які призводять до видимого фонового шуму або "голографічного шуму", вимірюваного детекторами гравітаційних хвиль, зокрема GEO 600. Однак ці твердження не були широко прийняті або цитовані серед дослідників квантової гравітації і, як видається, прямо суперечать розрахункам теорії струн.

Аналіз у 2011 році вимірювань гамма-спалаху GRB 041219A 2004 року космічною обсерваторією INTEGRAL, запущеною в 2002 році Європейським космічним агентством, показав, що шум Крейґа Гоґана відсутній до масштабу 10-48 метрів, на відміну від масштабу 10-35 метрів, передбаченого Гоґаном, і масштабу 10-16 метрів, знайденого у вимірах приладу GEO 600. У 2013 році дослідження продовжилися у Фермілаб під керівництвом Хогана.

Яків Бекенштейн стверджував, що знайшов спосіб перевірити голографічний принцип за допомогою настільного фотонного експерименту.

Дивіться також

• Межа Бекенштейна
• Інформаційний парадокс чорної діри
• Термодинаміка чорної діри
• Ентропія
• Ентропійна гравітація
• Фізична космологія
• Квантова піна
• Теорія струн

Зовнішні посилання

• Рафаель Буссо з Каліфорнійського університету в Берклі читає вступну лекцію про голографічний принцип - відео.
• Наукова американська стаття Джейкоба Бекенштейна про принцип голографії
• О'Дауд (10 квітня 2019 р.). «Пояснення голографічного Всесвіту» . PBS Space Time . Архівовано з оригіналу 11 грудня 2021 року – через YouTube .