,,Pentru ca lumina să strălucească atât de tare, intunericul trebuie să fie prezent”
Cu siguranţă intrebarea ,,Cum ar arăta Universul fără lumină?’’ ar stârnii multe controverse şi ar beneficia de multe răspunsuri, răspunsuri care s-ar traduce prin sintagma “nu am mai exista nici noi”.
Dintotdeauna lumina a avut multiple semnificaţii de ordin mitic, ea fiind, conform Bibliei, lucrul creeat de Dumnezeu incă de la prima etapă a formării lumii, prin expresia ,,fiat lux”(lat. ,,să fie lumină”).Ea nu a avut astfel de insemnătăţi doar pentru ortodocsi, foarte multe civilizaţii antice atribuind luminii, in mod indirect prin intermediul celei mai cunoscute surse de lumină, Soarele, o foarte mare importanţă.Astrul era asociat de aceştia cu principalii zei cărora işi inchinau existenţa. La babilonieni, zeul Soarelui se numea Şarmaş; la persani, Mitra. Zeul egiptean Ra se năştea pe cer în fiecare dimineaţă şi murea bătrân, în fiecare seară. La vechii romani, Phoebus Apollo umbla cu un car de foc pe cer. Zeii Soarelui la azteci, Tezcatlipoca şi Huitzilopochtli, cereau sacrificii umane. Zeiţa japoneză a Soarelui este reprezentată pe steagul naţional.
In anii 1800, s-a descoperit că lumina este o consecinţă necesară a legilor care explică bază de electricitate şi magnetism. In microunde astronomii observă cea mai „bătrână" lumină care vine de pe vremea cand Universul avea 300 000 de ani. La acel moment Universul a devenit transparent. Din moment ce Universul (şi lungimile de undă ale radiaţiei) s-a mărit de 10 000 de ori şi pe parcursul celor 13 miliarde de ani, lumina s-a transformat in radiaţie in microunde. Este aşa-numit radiatie cosmică de fond. In cosmos există 2 miliarde (2 x 109) de fotoni „relicve" pentru fiecare proton. Ei sunt de departe cei mai abundenţi fotoni din univers.
Am putea să asociem cuvintele “fără lumină’’ cu “fără căldură”, de aici rezultând clar ingheţul tuturor planetelor, iar moartea ar fi un lucru cert.
De asemenea, inexistenţa luminii ar implica-o şi pe cea a surselor de lumină, precum stelele care sunt cele mai importante din acest punct de vedere.
O stea este în general un anumit tip de corp ceresc dincosmos, masiv şi strălucitor, deseori cu formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, şi care a produs în trecut sau încă mai produce şi azi energie pe baza reacţiilor de fuyiune atomică din interiorul lui. . Ochiul uman distinge pe cerul nocturn până la circa 6.000 de stele. . Cu un radiotelescop se pot cerceta chiar milioane de galaxii dinunivers (numărul stelelor detectate pana in prezent fiind extrem de mare, circa 7•1022).Distanţa până la stele este măsurată cu ajutorul paralaxei stelare, iar unghiul rezultat este de ordinul sutelor de miimi dintr-o secundă de arc.
Multe stele se pot vedea ca puncte strălucitoare pe cerul nopţii. Ele tremură sau sclipesc, aceasta însă numai aparent, datorită turbulenţelor din atmosfera terestră. Cea mai cunoscută stea este desigur Soarele. El este o excepţie notabilă, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, şi nu ca un punct.Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluţiei şi sorţii ei finale.
În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant şi supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade şi minute de arc; în raport cu distanţa până la stea s-a calculat apoi şi diametrul linear al stelei.Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km).Betelgeuse , stea în constelaţia Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.
În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant şi supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade şi minute de arc; în raport cu distanţa până la stea s-a calculat apoi şi diametrul linear al stelei.Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km).Betelgeuse , stea în constelaţia Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.
O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.
Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinţi sunt acestea. Dacă două stele au aceeaşi temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate mai puternică.
Luminozitatea stelelor
Luminozitatea unei stele este strălucirea intrinsecă sau totalitatea radiaţiilor emise pe secundă. Energia stelelor este generată de reacţiile termonucleare care se produc în interiorul acestora. Luminozitatea depinde şi de vârsta stelei. Stelele emit energie sub forma radiaţiilor electromagnetice care includ şi radiaţiile ultraviolete, lumina vizibilă, razele infraroşii şi undele radio. Printr-o şansă unică, ecranul protector de ozon din stratosfera Terrei reţine cea mai mare parte a radiaţiei ultraviolete nocive din cosmos, făcând astfel posibilă viaţa pe Pământ. Calculul exact al luminozităţii presupune măsurarea radiaţiei totale direct în spaţiul cosmic, prin intermediul sateliţilor.
Luminozitatea stelelor variază mult de la stea la stea. Stelele pot avea o luminozitate chiar şi de 500 000 de ori mai intensă decât a Soarelui nostru.
Spectrul stelar
Astronomii determină spectrul stelelor cu ajutorul unui instrument numit spectroscop. Acesta împarte lumina într-o bandă de culori străbătută de numeroase linii mai închise la culoare numite liniile Fraunhofer. Aceste linii ne arată elementele de pe suprafaţa stelară. Spre exemplu, hidrogenul apare în linii de culoare roşu închis, sodiul apare în linii de culoare galben închis, fierul apare în aproape toate culorile. Fiecare element din atmosfera stelară care apare în spectru depinde de temperatura şi presiunea gazului respectiv.
După multe cercetări, astronomii au reuşit să realizeze o clasificare a spectrelor după temperatura pe care o emite fiecare stea. De la cea mai fierbinte la cea mai rece, tipurile sunt O, B, A, F, G, K, şi M. Fiecare tip de culoare se împarte mai departe în câte 10 subcategorii: O0, O1, O2, O3,...O9; B0, B1, B2, etc.
Magnitudinea stelelor
Iniţial astronomii au clasificat stelele după magnitudinea aparentă sau după strălucirea relativă a lor. Au împărţit stelele în şase grupuri, sau magnitudini, care corespund câte unui factor de strălucire. Cele mai strălucitoare sunt clasificate ca având magnitudinea 1; o stea de magnitudinea 2 prezintă o strălucire de 2,5 ori mai mică. Cea mai "palidă" stea are o magnitudinea 28.
Magnitudinea aparentă nu redă strălucirea reală a stelelor. Unele stele pot apărea cu o magnitudine aparentă mică, doar pentru că sunt la o distanţă foarte mare de pământ. De aceea, astronomii folosesc şi o altă magnitudine, numită magnitudine absoluta (sau intrinsecă), şi care redă factorul de strălucire după proprietăţile fizice ale stelei.
Diagrama Hertzsprung-Russell e folosită pentru determinarea tipului şi vârstei unei stele. Temperatura suprafeţei stelei (calculată în funcţie de culoarea luminii pe care o emite) este comparată cu strălucirea ei şi steaua e clasificată in funcţie de poziţia sa pe diagramă. Conform acestei diagrame, stelele sunt casificate în felul următor: strălucitoare(mari), palide(mici), fierbinţi(tinere) şi reci(bătrâne).
Figura cu unul din modurile de a reprezenta grafic diagrama Hertzsprung-Russell
Soarele nostru este de tip G2, stea de culoare galbenă, care are temperatura la suprafaţă de aprox. 6.000 °C. Mai fierbinţi, stelele de tip A, au culoare albă şi o temperatură de aproximativ 10.000 °C. Cele mai fierbinţi sunt cele de tipurile B şi O şi au culoarea albastră, iar cele mai reci, de tip M, au culoarea roşie cu o temperatură la suprafaţă de aprox. 3.000 °C.
Diagrama H-R compară strălucirea stelelor cu temperatura acestora. Linia diagonală (de la stânga sus la dreapta jos), este diagonala de referinţă; stelele aflate deasupra diagonalei (numite giganţi roşii) sunt foarte strălucitoare, chiar dacă culoarea lor este roşie, iar cele de sub diagonală (numite şi piticele albe) sunt de culoare albă, dar nu foarte strălucitoare. Acest spectru a fost conceput de Ejnar Hertzsprung (astronom danez) şi Henrz Norris Russell (astronom american).
Un alt mod de a reprezenta grafic diagrama lui Hertzsprung-Russell
Pe lângă partea practică a luminii şi puternicile implicaţii in religiile vechilor civilizaţii a principalei sale surse, Soarele, aceasta a mai influenţat şi numeroase minţi „luminate” ce ii aduc diferite omagii, incercând să o interpreteze intr-un mod cat mai original şi mai profund.Astfel, de aici au izvorat numeroase maxime şi cugetări dintre care câteva precum:
Ø ,,Lumina lunii este o sculptură.”( Nathaniel Hawthorne)
Ø ,,Nu putem ţine torţa pentru a lumina calea cuiva fără a o lumina pe a noastră mai intâi.”( Ben Sweetland)
Ø ,,Pentru ca lumina să strălucească atât de tare, intunericul trebuie să fie prezent.” ( Arlo Guthrie)
Ø ,,Sunt două moduri de a răspandi lumina: să fii lumânarea sau oglinda care o reflectă.”( Edith Wharton)
Ø ,,Intoarceţi faţa la soare şi umbrele vor rămâne in urma ta.”( Maori Proverb)
Pentru a aprecia cu adevărat ceva trebuie să ştim de unde provine acel lucru şi să incercăm să il inţelegem pe cât posibil.Lumina are implicaţii mult mai complexe in numeroase fenomene ce se petrec atât pe Pământ cât şi in intreg universul, fiind un subiect inepuizabil atat pentru discuţiile de specialitate cât şi pentru simplii oameni care conştientizează că acesta este principalul motiv pentru care lumea este aşa cum o percep ei in general.
Informaţiile au fost preluate din diferite surse virtuale, conţinutul stiinţific fiind pastrat insă fiind schimbată intreaga dinamică a modului de prezentare a acestora.
Pentru colectarea de informaţii s–au folosit siteuri precum:
Imaginile folosite nu prezintă restricţii privind drepturile de autor si au fost preluate, in ordinea utilizării lor, de pe siteurile:
Termeni suport pentru înţelegerea în detaliu a proiectului
Aici se găsesc definiţii şi detalii despre elementele marcate prin scrierea lor cu verde în eseul „Cum ar arată universul fără lumină"?
Paralaxă- variaţia direcţiei spre un obiect la o deplasare a observatorului, deplasare pe direcţie perpendiculara pe direcţia spre obiectul observat; paralaxă este utilizată, în geodezie şi astronomie, pentru determinarea distanţei până la un obiect inaccesibil. La aparatele de măsură cu indicaţie analogică, paralaxă, dată de poziţionarea ochiului observatorului faţă de acul indicator şi cadranul aparatului, contribuie la erorile de măsură.
Spectroscopul- este dispozitivul care permite studierea luminii emise de stele şi reflectate de planete. Când lumina trece printr-un spectroscop , se obţine o bandă în culorile curcubeului, străbătută de dungi strălucitoare numită spectrul corpului. De asemenea astronomii folosesc spectrografe pentru a fotografia direct spectrele aştrilor pe care îi ţin sub observaţie.
Magnitudinea aparentă- mărime astronomică care caracterizează strălucirea unui corp ceresc aşa cum apare el unui observator uman. Valoarea depinde de strălucirea absolută a obiectului precum şi de distanţă dintre corpul ceresc şi observator. Pentru a caracteriza strălucirea independent de distanţă se foloseşte magnitudinea absolută.
Magnitudinea absolută- este egală cu magnitudinea aparentă a aceleiaşi stele dacă această ar fi situată la distanţă standard de 10 parseci
Parsec- unitate de măsură a lungimii definită că distanţă de la care 1 ua se vede sub unghiul de 1" sau Pământul are o mişcare de paralaxă de 1". Este egală cu 3,26163626 ani-lumină, 206 264,806 ua sau 3,08568025 A x 1016 m.
Unitatea astronomică (prescurtat ua, au sau AU)- o unitate de măsură a lungimii definită că lungimea semiaxei mari a orbitei Pamantului în jurul Soarelui. Este egală cu 149 597 870 691 A± 30 m (aproximativ 150 milioane km). Este folosită în exprimarea distanţelor din interiorul şi vecinătatea Sistemului Solar.
Interferometrul Michelson
Interferometrele sunt dispozitive interferenţiale cu ajutorul cărora se pot măsură cu mare sensibiliatete şi precizie distanţe foarte mari sau foarte mici, unghiuri, indici de refracţie etc. Se disting două tipuri de dispozitive interferometrice: interferometre cu două fascicule şi interferometre cu fascicule multiple.
Un exemplu de interferometru cu două fascicule este cel Michelson.Construit de Michelson în anul 1881 şi perfecţionat împreună cu Morley în anul 1887, stă la bază a mai multor metode interferometrice fiind deosebit de util, în principal, în determinarea distanţelor mici. Principiul de funcţionare este următorul: razele provenind de la o sursă punctiforma S sunt concentrate de lentilă C1 pe o lamă cu prima faţă semitransparentă L1, înclinată la 45A°, fig. 1.
Fasciculul incident este divizat de lama semitransparentă L1 în două fascicule: primul se îndreaptă spre oglindă OG1pe care se reflectă trece prin lamă semitransparentă L1 fiind apoi transmis prin obiectivul C2 spre punctul de observare; al doilea fascicul traversează lamă L1 se reflectă pe oglindă OG2 revine prin lamă L1 în punctul A unde se reflectă, suprapunându-se primului fascicul cu care interfera la infinit; lentilă obiectivului C2 formând imaginea de interferenţă în punctul de observare P. Deoarece primul fascicul traversează lamă L1 o singură data în timp ce al doilea fascicul o traversează de 3 ori, pentru a echivala drumurile optice ale celor două fascicule, se interpune lamă L2, numită lamă compensatoare pe traiectoria primului fascicul. Întrucât o egalitate riguroasă a grosimilor celor două lame nu este practic posibil de realizat, diferenţele foarte mici de drumuri optice se compensează prin înclinarea lamei L2.
Imaginea oglinzii OG2 prin reflexia pe faţă semitransparentă a lamei L1 este OG2 astfel că fenomenul de interferenţă care are luc în punctul P poate fi considerat că este produs de o lamă de aer delimitată de oglindă OG1 şi imaginea OG2*. Dacă oglindă OG1 şi imaginea OG2* nu sunt perfect paralele formează o pană de aer şi se vor observă franje de egală grosime localizate pe lamă, paralele şi echidistanţe. Dacă imaginea oglinzii OG2* este riguros paralelă cu oglindă OG1 se formează o lamă plan paralelă şi se observă franjele de egală înclinare (inelele Haiginberg).
Interferometrul Michelson a fost folosit în experienţa Michelson care a pus în evidentă faptul că viteza luminii este invariantă în raport cu sistemele de referinţă inerţiale. În anul 1907, Michelson primeşte premiul Nobel pentru „construcţia interferometrului şi cercetările efectuate cu el asupra vitezei luminii”.
Interferometrul Michelson a fost utilizat pentru etalonarea metrului cu ajutorul radiaţiei portocali a izotopului Kripton 86 şi, în prezent, este folosit pentru determinarea unor deplasări de ordinul nm-lor (studiul structurii fine a liniilor spectrale).
Majoritatea informaţiilor au fost preluate integral de pe siteuri precum:
Imaginea folosită in figura 1 nu prezintă restricţii privind drepturile de autor si a fost preluata de pe
