Сообщение на тему космология xx века
Обновлено: 17.05.2024
Данная работа состоит из следующих разделов:
1. Основы достижения космологии 20 века
2. Масса. Представление о ней в классической физике и теории относительности
3. Осевая симметрия правильных геометрических фигур
4. Интерференция света и её применение
5. Современные представление о строении атома
6. Применение самоорганизующихся систем в химии и биологии
7. Наша звезда - Солнце
8. Ионная связь. Примеры веществ с ионной связью
9. Основные функции живого (дыхание, питание, движение )
10. Образование и взаимодействие оболочек Земли
Работа содержит 1 файл
итоговый КСЕ.docx
Космологию можно было бы назвать древнейшей частью естествознания, поскольку уже первые наблюдения астрономического характера подразумевали некий космологический фон. Однако фон этот был еще слишком гуманитарным, не отделимым от мифа, от религии. И даже мощное развитие физики в ХIХ веке не сделало космологию естественной наукой. Попытки распространить надежно установленные законы физики на Вселенную как целое натыкались на неразрешимые парадоксы.
Эйнштейновская теория гравитации связала всемирное ньютоновское тяготение со свойствами пространства-времени, геометрия которого оказалась евклидовской (а хронометрия - галилеевской) лишь приближенно, когда силы тяготения достаточно малы. И охватить безграничные просторы Вселенной мысленным взором Эйнштейну удалось, только выйдя за пределы этого приближения. В результате появилась геометрическая картина - конечная, но безграничная, как поверхность сферы, - существующей вечно и неизменно, с одним и тем же радиусом, Вселенной.
Эту картину ее создатель вовсе не считал венцом творения, и фактически она была связана со всей его физикой, которая только условно, или в педагогических целях, разделяется на разные области. То, что впоследствии попало в совсем разные учебники, жило когда-то в одной голове: и квантовая физика, за достижения в которой Эйнштейн получил Нобелевскую премию, и теория относительности, автором которой он вошел в общественное сознание ХХ века.
Эйнштейн принадлежал к поколению, на глазах которого теоретическая физика стала самостоятельной профессией. Но самостоятельность не означает независимости, в данном случае от физики экспериментальной - от наблюдений над Природой - от испытаний естества. И Эйнштейн оставался естествоиспытателем даже в своих космологических размышлениях. Статичность Вселенной была для Эйнштейна экспериментальным, наблюдательным фактом, а не просто доставшейся в наследство атеистической доктриной:
"Самое важное из всего, что нам известно из опыта о распределении материи, заключается в том, что относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света", - Эйнштейн не указал, какой конкретно экспериментальный материал он имел в виду, но роль этого факта видна уже из того, что на десяти страницах статьи он упоминается семь раз.
Общая теория относительности, решив важнейшую теоретическую задачу - объединить теорию относительности и теорию тяготения, уже при своем рождении была нацелена на астрономическое приложение - объяснить загадку в движении планет. Загадку, малую количественно, но вызывающе не поддающуюся ньютоновской теории. И эта загадка - в перигелии Меркурия - была успешно решена.
Следующее приложение новой теории пространства-времени, увиденное Эйнштейном в 1916 году, касалось не старых загадок в астрономических пространствах, а неизвестного нового явления. Эйнштейн обнаружил, что всемирное тяготение способно не только искривлять лучи света, но и само излучаться. В частности, любая планетная система должна рождать гравитационное излучение. Получив из своих общих уравнений соответствующую формулу - закон гравитационных волн, он сразу же подумал о самых многочисленных планетных системах - об атомах, где вокруг звезды-ядра движутся планеты-электроны.
Что открыл Фридман?
Перенесемся в 1922 год.
Вернемся к резиновому, точнее, к риманову шарику Вселенной, который Эйнштейн взял в руки в 1917 году. Сделав свои упрощающие предположения, Эйнштейн с огорчением обнаружил, что никакого шарика в его руках на самом-то деле нет, есть только бесплотные аксиомы.
Когда Фридман познакомился с космологией Эйнштейна, то, разумеется, оценил грандиозность поставленной физической задачи. Однако математическое ее решение вызвало у него сомнения. Конечно, воздушный шар вполне может пребывать в покое, так же, как и маятник. Но шар может и менять свой размер, оставаясь идеально круглым, - может расширяться и сжиматься даже сам по себе, если только достаточно упруг. Так качается маятник, если его толкнуть и затем предоставить самому себе.
В статье Фридмана 1922 года рассказывалось, как именно должна изменяться со временем сфера пространства-времени. При этом эйнштейновское - покоящееся - состояние Вселеной оказалось лишь частным, очень частным случаем. Здесь аналогия, которая до сих пор столь усердно использовалась, помогать отказывается. Резиновый шарик гораздо легче представить себе в неизменом, нежели в меняющемся состоянии. А радиус вселенской сферы, согласно Фридману, меняется в соответствии с упругими свойствами пространства-времени, заложенными в уравнении ОТО.
Джордж Антонович Гамов (1904 - 1968)
Заслуги Фридмана перед космологией не ограничиваются его собственным научным вкладом - "моделью Фридмана". Профессор Петроградского университета значительную часть своего времени отдавал преподаванию. Слушателей у него было совсем немного, и среди них выделялся один юноша. Тогда он выделялся прежде всего высотой своего роста и голоса. Но впоследствии этому 20-летнему студенту, которого друзья звали Джонни, суждено было прославить свое имя в истории советской и американской науки. Впрочем, лучше сказать "мировой", тем более что автобиографию свою Георгий Антонович Гамов назвал "Моя мировая линия".
Одно из трех его мировых достижений называется "Большой Взрыв" - "BigBang", на языке страны, принявшей физика- невозвращенца в 1934 году. Под этим названием известна космологическая модель, родившаяся в 40-е годы чтобы объяснить химическое разнообразие нашей Вселенной.
Гамов знал все теоретические и экспериментальные основания для оцепенения. Но такое состояние было ему абсолютно не свойственно. И поэтому, расхаживая по берегу и смело шупая ногой воду, он смог обнаружить, что в океане ядерной физики имеется прекрасная отмель, по которой можно - почти аки по суху - зайти довольно далеко. Эта отмель - альфа-распад ядер. И Гамов не упустил возможности, предоставленной природой. Природой и Наркомпросом.
Именно на деньги последнего в июне 1928 года Гамов отправился на стажировку в Германию, всего на несколько месяцев. Но этого ему хватило чтобы сделать работу, ставшую началом теоретической ядерной физики. Работа принесла Гамову мировую известность и заграничные стипендии, позволившие ему продлить свою стажировку на три года.
Осталось только сказать о третьем мировом достижении советского ядерщика и американского космолога - на этот раз в области биологии. Когда Дж.Уотсон и Ф.Крик открыли в 1953 году "двойную спираль" - структуру молекулы ДНК, открылся и новый научный океан - молекулярной генетики. Существование генов, доказанное еще монахом Менделем на горохе, стало возможным пощупать молекулярно. И здесь, на берегу нового океана оказался Гамов.
- Масса. Представление о ней в классиче ской физике и теории относительности.
- Пассивная гравитационная масса показывает, с какой силой тело взаимодействует с внешними гравитационными полями — фактически эта масса положена в основу измерения массы взвешиванием в современной метрологии.
- Активная гравитационная масса показывает, какое гравитационное поле создаёт само это тело — гравитационные массы фигурируют в законе всемирного тяготения.
- Инертная масса характеризует инертность тел и фигурирует в одной из формулировок второго закона Ньютона. Если произвольная сила в инерциальной системе отсчёта одинаково ускоряет разные исходно неподвижные тела, этим телам приписывают одинаковую инертную массу.
В классической механике масса системы тел равна сумме масс составляющих её тел. В релятивистской механике масса не является аддитивной физической величиной, то есть масса системы в общем случае не равна арифметической сумме масс компонентов, а включает в себя энергию связи, а также энергию движения частиц друг относительно друга.
Все явления в гравитационном поле происходят точно так же, как в соответствующем поле сил инерции, если совпадают напряжённости этих полей и одинаковы начальные условия для тел системы.
Гравитационная масса — характеристика материальной точки при анализе в классической механике, которая полагается причиной гравитационного взаимодействия тел, в отличие от инертной массы, которая определяет динамические свойст ва тел.
Как установлено экспериментально, эти две массы пропорциональны друг другу. Не было обнаружено никаких отклонений от этого закона, поэтому новых единиц измерения для инерционной массы не вводят (используют единицы измерения гравитационной массы) и коэффициент пропорциональности считают равным единице, что позволяет говорить и о равенстве инертной и гравитационной масс.
Можно сказать, что первая проверка пропорциональности двух видов массы была выполнена Галилео Галилеем, который открыл универсальность свободного падения. Согласно опытам Галилея по наблюдению свободного падения тел, все тела, независимо от их массы и материала, падают с одинаковым ускорением свободно го падения. Сейчас эти опыты можно трактовать так: увеличение силы, действующей на более массивное тело со стороны гравитационного поля Земли, полностью компенсируется увеличением его инертных свойств.
На равенство инертной и гравитационной масс обратил внимание ещё Ньютон, он же впервые доказал, что они отличаются не более чем на 0,1 % (иначе говоря, равны с точностью до 10 −3 ) [3] . На сегодняшний день это равенство экспериментально проверено с очень высокой степенью точности (чувствительность к относительной разности инертной и гравитационной масс в лучшем эксперименте на 2009 год равна (0,3±1,8)·10 −13 ) [1] [2] .
Единица измерения массы
Килограмм является одной из семи основных единиц СИ; среди них, это одна из трёх единиц (наряду с секундой и Кельвином, которая определена adhoc, без ссылок на другие базовые единицы и составляющий значение международного прототипа килограмма.
Масса иногда может быть выражена в терминах длины. Масса очень мелких частиц могут быть определены с помощью величины, обратной к комптоновской длине волны: 1 см -1 ≈ 3.52×10 -41 кг. Масса очень большой звезды или чёрной дыры может быть отождествлена с её гравитационным радиусом: 1 см ≈ 6.73×10 24 кг.
- Осевая симметрия правильных геометрических фигур
Понятие симметрии встречается как во многих областях человеческой жизни, культуры и искусства, так и в сфере научных знаний. Но что такое симметрия? В переводе с древнегреческого языка это – соразмерность, неизменность, соответствие. Говоря о симметрии, мы часто имеем в виду пропорциональность, упорядоченность, гармоничную красоту в расположении элементов некоей группы или составляющих какого-то предмета.
С самых ранних веков человечество задавалось вопросами о том, какое место оно занимает в мире, что его окружает и как это называется. Звёзды и планеты являются частицами Вселенной, в которой мы находимся. Знания об этих элементах, теории о возникновении мира, физические гипотезы, математические законы, философия – все это впоследствии включилось в одну единую науку. Её назвали космология. Но что собой представляет современная космология и на чём она основана?
Космология
Как возникла современная космология
Если говорить о периоде, когда вышеназванная наука получила наибольшее развитие, то стоит сказать о 20 веке. Тогда Альберт Эйнштейн выдвинул сразу несколько теорий относительно Вселенной. Впоследствии он доказал их на примере уравнения гравитационного поля. Обозначенные исследования были связаны с общей теорией относительности, которая на тот момент получила общественную огласку.
Альберт Эйнштейн
В своем первой работе (Космологические соображения к общей теории относительности) Эйнштейн вывел три предположения. В них он рассматривал Вселенную однородной, стационарной и изотропной.
Прежде всего, для доказательства сказанного он использовал уравнения гравитационного пола — ввёл дополнительную переменную. В итоге, удалось получить решение задачи. Именно оно послужило доказательством его предположений.
Получается, что Вселенная имеет определенные границы и положительную кривизну.
Однако, на этом исследования не закончились. Следующим работу над уравнением продолжил Александр Александрович Фридман (1922 г). Он выдвинул другое, нестационарное решение. По его мнению, Вселенная расширялась из начальной сингулярности.
Физик Александр Александрович Фридман
Между прочим, предположение Фридмана подтвердилось — когда Эдвин Хаббл открыл космологическое красное смещение. За счет вышеназванных открытий удалось получить актуальную по сей день теорию Большого Взрыва. Если говорить обобщенно, фундаментом современной космологии являются именно открытия 20 века. Несмотря на то, что начало изучения науки было положено в гораздо более ранние времена.
На самом деле современная космология установила возраст Вселенной. Как оказалось, он составляет 13,8 миллиарда лет.
Принятая в настоящее время периодизация
На данный момент самой ранней эпохой считается планковское время. Потому как наиболее ранние теоретические идеи возникли именно в этот период. Согласно имеющимся данным, в этом периоде гравитационное взаимодействие стало самостоятельным. К тому же, оно отделилось от остальных фундаментальных сил.
Следующий период обозначается в науке, как появление первых частиц кварков и разделение сил взаимодействия. Так как эпоха обусловлена более поздним промежутком времени, то ученые смогли получить достаточно подробное описание всех происходящих тогда процессов.
Последний же отрезок характеризуется созданием небесных тел (звезд), галактики и Солнечной системы в целом. Более того, это время и по сей день считается незавершённым.
Стоит отметить, что одной из одной из важнейших эр для эволюции Вселенной является эра рекомбинации. Именно в это время Вселенная стала прозрачной для излучения. А значит его можно увидеть, например, в виде реликтового фона. Подобный эксперимент стал наглядным подтверждением наличия моделей Вселенной.
Реликтовое излучение
Как развивалась современная наука космология
Прежде, чем перейти к современным достижениям в области космологии, стоит сказать о некоторых других этапах исследований.
В первую очередь нужно отметить труды Николая Коперника (15 век). В своих работах он обобщил все накопленные за прошлые периоды знания. Сюда же вошли труды Самосского, Леонардо да Винчи, Гераклита и Кузо. Основой идеи стало то, что Солнечная система была инерциальной. То есть, в центре находилось солнце. вокруг которого двигались планеты, в том числе и Земля.
Солнечная система
Несколько позднее свой вклад внёс Кеплер. В конце концов, он основал три важнейшие теории. На самом деле именно их впоследствии использовал Ньютон для законов динамики.
В остальном же, другие наиболее существенные открытия произошли в 20 веке. Как мы уже упоминали выше, первыми своими наработками поделились Эйнштейн, Фридман и Хаббл. Далее же Фриц Цвикки выдвигает идею о существовании определенного вещества — тёмной материи. Она не реагирует с электромагнитным излучением, но участвует в гравитационном воздействии.
Тёмная материя
Следующими выделились Гамов (с теорией горячей Вселенной), Пензиас и Вилсон (открыли изотропный источник помех в радиодиапазоне).
В заключении, можно сказать что физические законы достаточно плотно связаны с космологией. Многие результаты и доказательства теорий были обоснованы именно с физической точки зрения.
Основные концептуальные взгляды космологии
На самом деле идей возникновения Вселенной несколько. Одну из них можно назвать теологической. То есть той, которая прописана в Библии. Согласно писаниям, до определенного момента Вселенная была скрыта от других и являлась чем-то невидимым, недостижимым для чужих глаз.
Вселенная
Другие же предположения исходили из научных соображений. Первым был Эйнштейн, утверждавший, что Вселенная находится в стационарном положении. Впоследствии его опроверг Фридман, доказавший её сужение и расширение за счёт определенных движений. Далее, по результатам исследований Хаббла, выяснились наиболее точные расстояния от других галактик и была создана теория Большого взрыва.
Начиная с самых ранних этапов своей истории человек стремился понять, как устроен окружающий мир, что такое звезды, планеты, солнце, как они возникли. Многовековые попытки дать ответы на эти вопросы привели к возникновению космологии.
Космология — раздел естествознания, предметной областью которого является изучение свойств и эволюции Вселенной в целом.
Космология использует достижения и методы астрономии, физики, математики, философии. Естественно-научной базой космологии являются астрономические наблюдения Галактики и других звездных систем, общая теория относительности, физика микропроцессов и высоких плотностей энергии, релятивистская термодинамика и ряд других новейших физических теорий.
Возникновение современной космологии
В 1922 году А. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва (БВ).
По современным научным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла ~13,8 млрд лет назад из некоторого начального сингулярного состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается.
Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 10 32 К (Планковская температура) и плотностью около10 93 г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная в соответствии с моделью БВ представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.
Принятая в настоящее время периодизация
- Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это планковское время (10 −43 с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.
- Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
- Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система.
Важной вехой в истории развития Вселенной считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.
Итак, XX век считается веком рождения современной космологии. Она возникает в начале века и по мере развития вбирает в себя все новейшие достижения, такие как технологии постройки больших телескопов, космические полёты и компьютеры.
Хронология достижений современной космологии
Первые шаги к уже современной космологии были сделаны в 1908–1916 годы. В это время открытие прямо-пропорциональной зависимости между периодом и видимой звёздной величиной у цефеид в Малом Магеллановом облаке (Генриетта Ливитт, США) позволило Эйнару Герцшпрунгу и Харлоу Шепли разработать метод определения расстояний по цефеидам.
В 1922–1924 гг. А. Фридман применяет уравнения Эйнштейна (без космологической постоянной и с ней) ко всей Вселенной и получает нестационарные решения.
В 1929 г. Эдвин Хаббл открывает закон пропорциональности между скоростью удаления галактик и расстоянием до них, позже названный его именем. Становится очевидным, что Млечный путь — лишь небольшая часть окружающей Вселенной. Вместе с этим появляется доказательство для гипотезы Канта: некоторые туманности — галактики, подобные нашей. Одновременно подтверждаются выводы Фридмана о нестационарности окружающего мира, а вместе с тем и верность выбранного направления развития космологии.
С этого момента и вплоть до 1998 года классическая модель Фридмана без космологической постоянной становится доминирующей. Влияние космологической постоянной на итоговое решение изучается, но ввиду отсутствия экспериментальных указаний на её существенность для описания Вселенной такие решения для интерпретации наблюдательных данных не применяются.
В 1932 году Ф. Цвикки выдвигает идею о существовании тёмной материи — вещества, не проявляющего себя электромагнитным излучением, но участвующего в гравитационном взаимодействии. В тот момент идея была встречена скептически, и только около 1975 года она получает второе рождение и становится общепринятой.
В 1964 г. А. Пензиас, Р. Вилсон открывают изотропный источник помех в радиодиапазоне. Тогда же выясняется, что это реликтовое излучение, предсказанное Гамовым. Теория горячей Вселенной получает подтверждение, а в космологию приходит физика элементарных частиц.
В 1998 г. по далеким сверхновым типа Ia строится диаграмма Хаббла для больших z. Выясняется, что Вселенная расширяется с ускорением. Модель Фридмана допускает подобное только при введении антигравитации, описываемой космологической постоянной. Возникает мысль о существовании особого рода энергии, ответственного за это — тёмной энергии. Появляется современная теория расширения — ΛCDM-модель, включающая в себя как тёмную энергию, так и тёмную материю.
Астрономия и космология считалась довольно спокойной наукой. Это было связано с отсутствием активного инструмента для изучения Вселенной. Однако научные открытия в последние десятилетия полностью изменили эту картину.
Активные галактики
В прошлом веке были обнаружены так называемые активные галактики. Эти галактики излучают невероятно огромное количество энергии, которая свидетельствует о том, что на самом деле взрываются ядра.
Затем в 1962 году открыты квазары (квази звездные радиоисточники) и показано, что квазары наиболее светящиеся объекты во Вселенной. Было обнаружено, что некоторые из них находятся на расстоянии миллиардов световых лет, и что они должно быть чрезвычайно активные ядра галактик.
Вскоре после этого в 1967 году, были обнаружены пульсары (пульсирующие звезды). Пульсары являются звездами, выделяющие очень короткие всплески излучения на удивительно точной частоте. Ученые объяснили их как вращающиеся нейтронные звезды, которые имеют диаметр лишь около 16 километров и которые испускают пучок излучения как маяк. Их плотность настолько велика, что часть пульсара размером с мяч будет весить как океанский лайнер, а продолжительность свечения может быть с тысячную долю секунды.
Ранее в 20 веке было постулировано существование чёрных дыр, которые являются областью пространства-времени, но плотнее, чем нейтронные звёзды. Однако косвенные свидетельства их существования доказано лишь в начале 1970-х. Черные дыры трудно обнаружить, потому что их гравитационное поле достаточно сильное, и оно не выпускает все излучения. В 1964 году открытие чрезвычайно единообразного космического микроволнового фонового излучения убедило большинство астрофизиков что Вселенная имеет конечный возраст и возникла как гигантский взрыв около 15 или 20 млрд лет назад в результате так называемого большого взрыва.
Инструменты наблюдения Вселенной
Все эти достижения в области астрономии и космологии стали возможны с помощью новых инструментов наблюдения. В 20 веке крупнейшим был только 5-метровый оптический телескоп. С тех пор наземные оптические телескопы увеличились в четыре раза и даже более крупные находятся в стадии строительства. Кроме того в 1990 году, космический телескоп Хаббл был направлен на орбиту. Он предоставил множество новой полезной информации о нашей Вселенной, например, как радиация не должна пройти через атмосферу Земли.
Спутники для исследований
Начало космической эры произошло в 1957 году, когда был запущен первый спутник. Только спустя два года советская межпланетная станция смогла достичь небесный объект Луну. Луну обогнул беспилотный космический корабль, который послал фотографии оборотной стороны, которую никогда не видел человек. Эта миссия также подтвердила предсказания, которые были сделаны немного раньше: что солнце, в дополнение к его электромагнитному излучению, также испускает поток частиц различной интенсивности, так называемый Солнечный ветер. Это знание оказалось важным, потому что солнечный ветер влияет на атмосферу Земли.
В 1961 году был выполнен первый пилотируемый космический полет. С начала 1960-х спутники связи были отправлены на орбиту, делая возможным беспроводную связь во всем мире. За тот же период планетарные зонды были запущены в космос. Они предназначены для прохождения вблизи планет и затем отправку обратно информации о них. Со всех планет Солнечной системы с помощью зондов снята информация, которая значительно увеличила наши знания о них. Это было бы невозможно только наземными исследованиями и действительно привело к некоторым удивительным открытиям. Например, один из спутников Юпитера имеет вулканическую активность, первый случай, когда-либо наблюдаемый. Сложный рисунок радиационных поясов вокруг Земли теперь называется магнитосферой и показано, что магнитосфера имеет весьма важное значение для различных видов деятельности на земле.
Посадка на Луну и планеты зондов все возрастающей сложности начались с середины 60-х годов и продолжаются сегодня. Некоторые из них передали образцы, делая возможным углубленный химический анализ их состава. В 1969 году первый человек ступил на Луну, только двенадцать лет после того, как был запущен первый спутник.
Метеорологические и навигационные спутники
Хотя часто утверждается, что космические исследования имеют значение для наиболее насущных потребностей общества, и что космические исследования просто управляются национальным тщеславием и любопытством ученых, важно не упустить огромные преимущества таких исследований для людей во всем мире, особенно в сочетании с технологическим прогрессом в других областях.
Простым примером является разработка метеорологических спутников, которые стали незаменимыми для слежения за ураганами и другими природными катаклизмами. Так как эти катаклизмы еще потенциально разрушительны, своевременное предупреждение их спасло много жизней и помогли избежать неисчислимого материального ущерба. Еще одним примером является значение спутников Земли, которые стали неотъемлемой частью сбора геологических данных и предоставляют нам средства оценки ресурсов земли. Кроме того эти спутники передают информацию о лесных культурахи их росту и урожайности, другую практическую информацию, например о степени болезни сельскохозяйственных культур.
Огромное значение в последнее время имеет система глобального позиционированная разработанная с применением спутников Земли.
Таким образом, астрономия и космология с космическими исследованиями имеют огромное значение для решения наиболее насущных потребностей человечества
Читайте также: