Астрология (от др.-греч. ἄστρον — звезда, и от др.-греч. λογία — учение, от др.-греч. λόγος — мысль, причина) — область человеческих знаний о зависимости жизни на Земле от внеземных (космических) объектов: звезд, планет, спутников, астероидов. На основании взаимного расположения космических объектов в определенные моменты (чаще всего - рождения, начала) жизни каких-либо земных объектов (людей, народов, дел и т.д.) делается попытка предсказать будущее этих объектов, характер и интенсивность событий, а также возможностей по смягчению возможных негативных последствий. Попытка предсказания делается на основе замеченных за тысячелетия существования астрологии эмпирических закономерностей.
Астроно́мия (греч. αστρονομία, от αστρον — звезда и νόμος — закон) — наука о движении, строении и развитии небесных тел и их систем, вплоть до Вселенной в целом.В частности, астрономия изучает Солнце, планеты Солнечной системы и их спутники, астероиды, кометы, метеориты, межпланетное вещество, звёзды и внесолнечные планеты (экзопланеты), туманности, межзвёздное вещество, галактики и их скопления, пульсары, квазары, чёрные дыры и многое другое.
Так вот)))))на форуме астрология))про астрономию конечно можно)))) но без пафоса  и глупых высказываний в адрес форумчан.

Крошка, интересно, спасибо   

REAL-INTER, Матятя, вам спасибо. Я вот невежда 100%ая в этой темке. Читаю и удвляюсь, сколько же всего интересного не знаю...

Разрыв Вселенной
Наблюдения далеких сверхновых и флуктуаций реликтового излучения с помощью наземных и баллонных экспериментов, а в особенности последние данные эксперимента WMAP показали, что наша Вселенная расширяется ускоренно. Этот факт можно согласовать с теорией, если предположить, что Вселенная в основном заполнена веществом с отрицательным давлением - так называемой темной энергией.

Формально темную энергию можно описать как вещество с уравнением состояния, описываемым одним параметром w -  ("квинтэссенция"), причем это отношение считается постоянным (в рамках рассматриваемых нами предсказаний "будущего" Вселенной - строго постоянным, а для того, чтобы введение темной энергии имело смысл - постоянным на достаточно длительных интервалах времени). Подобное уравнение состояния при определенных значениях w нам хорошо известно: w=1/3 - это излучение, w=0 - пыль, среда без давления, w=-1 - введенный еще самими Эйнштейном ковариантный -член. Для того, чтобы расширение Вселенной, заполненной (преимущественно) подобным веществом, ускорялось, должно выполняться условие w<-1/3.

Обычно рассмотрение ограничивают интервалом -1<w<-1/3. Это ограничение связывают с тем, что из строгого выполнения определения w (как для равновесного состояния, так и для малых возмущений) формально вытекает, что скорость распространения малых возмущений (звука) в квинтэссенции при w<-1 превышает скорость света c, что нарушает принцип причинности. Однако уже предложены несколько вариантов скалярных полей, в которых при выполнении условия w<-1 возмущения распространяются с субсветовыми скоростями. Основное возражение - нарушение причинности - в таких моделях устранено, и теперь мы можем задать сакраментальный вопрос:
Что же происходит за границей w<-1?

Рис. 1. Современные наблюдательные ограничения для космологических параметров, показанные на плоскости . Сплошные красные кривые соединяют точки равных возрастов Вселенной (12 и 14 млрд. лет). Параметры в закрашенных областях допустимы по наблюдениям скоплений галактик и сверхновых. Ярко оранжевым и желтым цветами показаны области их пересечения. Черные сплошные линии показывают дополнительные ограничения, вытекающие из наблюдений гравитационного линзирования квазаров (кривая) и из положения первого акустического пика в спектре мощности анизотропии реликтового излучения (прямые линии, отмеченные числами 218 и 222). На левом рисунке показана диаграмма, ограниченная условием w>-1, как ее обычно и изображают. Справа - та же диаграмма, продолженная в область фантомных энергий. Видно, что есть область параметров с w<-1, удовлетворяющая наблюдениям. Штрих-пунктирные линии на правом рисунке соответствуют одинаковым значениям момента "Большого Разрыва".
(Диаграммы построены для значения постоянной Хаббла H0=70 км/с/Мпк, закрашенные области построены для уровня значимости 2.)

Рис. 2. Несколько возможных сценариев расширения Вселенной. Снизу вверх:
Нижние три кривые представляют собой Фридмановские сценарии, которые реализуются, если Вселенная заполнена веществом с w>-1/3.
Закрытая модель - Вселенная расширяется до максимального размера и затем коллапсирует. Мир существует конечное время.
Плоская модель - Вселенная расширяется бесконечно, скорость ее расширения стремится к нулю.
Открытая модель - Вселенная также расширяется бесконечно, но на больших временах скорость ее расширения становится постоянной.
Открытая и плоская Вселенные существуют неограниченное время и расширяются бесконечно.
Вселенная с квинэссенцией или Лямбда-членом (-1<w<1/3) - начиная с некоторого момента времени, расширение Вселенной ускоряется. Время существования Вселенной бесконечно.
Вселенная с фантомной энергией (w<-1) - за конечное время размер Вселенной обращается в Бесконечность.

Для этой области темных энергий даже придуман специальный термин - призрачная энергия. В этой области нарушается слабое условие энергодоминантности (, см. например astro-ph/0302067). Такое же нарушение энергодоминантности требуется для существования "кротовых нор", из которых можно создать машину времени. Но в космологии нарушение этого условия приводит к совсем другим следствиям, которые составляют основные выводы данной статьи, и именно они вызвали интерес прессы.
Посмотрим, какую судьбу предсказывают Вселенной различные космологические сценарии.

В плоской и открытой Фридмановских моделях (без темной энергии) расширение продолжается бесконечно, но замедляется. При этом размер горизонта (области, доступной для наблюдения) увеличивается быстрее, чем масштабный фактор Вселенной. По мере расширения Вселенная становится более холодной (падает температура реликтового излучения) и более темной (источники света - галактики и их скопления - удаляются). Однако число видимых галактик (внутри горизонта) возрастает - вблизи горизонта "появляются" новые, ранее не наблюдавшиеся объекты.

Во Вселенной с темной энергией (-1<w<1/3) расширение ускоряется. Этот процесс длится вечно. Вселенная также становится темнее и холоднее, но в этом случае размеры Вселенной возрастают быстрее, чем горизонт. Из видимой области постепенно будут исчезать объекты, расположенные вблизи горизонта. В конце концов "в центре" наблюдаемой области Вселенной останется только один гравитационно связанный объект. Для нас это будет местная группа галактик. Судьба галактик, не входящих в группы и скопления, будет еще более одинокой. Давление и плотность заполняющего Вселенную вещества убывают со временем. Исключением является предельный случай с -членом (w=-1), когда и давление, и плотность вещества остаются постоянными.

Прежде чем перейти к рассмотрению судьбы Вселенной в сценарии с призрачной энергией, надо обсудить вопрос о судьбе гравитационно (и не только) связанных объектов, поскольку это важно. Согласно Общей Теории Относительности, источником гравитационного поля являются как плотность вещества, так и его давление, а точнее, следующая их комбинация  (для изотропных сред). Пусть, как мы и рассматриваем, все пространство заполнено таким веществом, тогда тело (например, планета) обращающееся вокруг звезды с массой M по орбите радиуса R, перестанет быть гравитационно связанным со звездой при выполнении условия

Из этого выражения ясно, что "фоновая" материя делает системы менее связанными, если , т.е. Вселенная должна быть заполнена темной или фантомной энергией (w<-1/3).

В сценарии с темной энергией ее давление и плотность с течением времени убывают, поэтому объекты, которые являются связанными (гравитацией или другими силами) сегодня, будут оставаться такими и в будущем.

Если Вселенную заполняет фантомная энергия (w<-1), то ее масштабный фактор обращается в бесконечность за конечный интервал времени. Это событие авторы статьи назвали "Большой Разрыв" (Big Rip) [почему разрыв - смотрите ниже] - по аналогии с Большим Взрывом (Big Bang). (Здесь присутствует игра слов: Rip - разрыв, RIP - аббревиатура от Remain In Peace ["Покойся с миром"] - типичной английской эпитафии.) Если в качестве примера взять w=-3/2, то при H0=70 км/с/Мпк Большой Разрыв наступит через 22 млрд.лет (когда Вселенной будет 35 млрд.лет). Так же, как и в сценарии с темной энергией, удаленные объекты постепенно покидают наблюдаемую область, поскольку масштабный фактор быстро возрастает, а граница обозримой области пространства приближается к нам (и все это происходит за конечное время). В этом сценарии плотность и абсолютная величина давления заполняющего пространство вещества (призрачной энергии) возрастают со временем и к моменту Большого Разрыва обращаются в бесконечность, комбинация  становится все более и более отрицательной. Таким образом, обязательно наступит момент, когда гравитационно связанная система с массой M и размером R будет разорвана (распадется). Это произойдет неизбежно, от параметров системы зависит только момент ее разрыва. Будут разорваны и все системы, связанные другими силами, только это произойдет позже, поскольку размеры негравитационно связанных систем меньше, а скрепляющие их силы - мощнее. (Отсюда и взялось название Большой Разрыв.)

Для указанных выше параметров (w=-3/2 и H0=70 км/с/Мпк) жизнь Вселенной - от Big Bang до Big Rip - выглядит так:
Время          Событие

0 Большой Взрыв
~10-43 с Планковская эра
~10-36 с Инфляция
~100 с Первичный нуклеосинтез
~105 лет Образование атомов
~109 лет Образование первых галактик
~15.109 лет Сегодня
trip-109 лет Распад скоплений галактик
trip-60.106 лет Распад Млечного Пути *
trip-3 месяца Распад Солнечной системы
trip-30 минут Разрушение (взрыв) Земли
trip-10-19 c Разрушение атомов
trip=35.109 лет Большой Разрыв

* Когда начнется распад галактик, размер горизонта будет около 70 Мпк. В этой сфере заключено достаточно много галактик, так что мы сможем наблюдать, как они распадаются (с учетом задержки, связанной с конечностью скорости света).

Не правда ли - будоражащая картина?

Что можно добавить к изложению результатов, приведенных в статье Калдвелла, Камионковского и Вейнберга?
Чисто теоретически показано, что кроме давно предсказанных вариантов "судьбы" нашей Вселенной - сжатия с последующим коллапсом или бесконечного расширения, найдена еще одна возможность - Большой Разрыв. На сегодняшний день это только интересная теоретическая идея, каких-либо серьезных указаний на возможность реализации подобного сценария нет.
Из самых общих соображений ясно, что никакая физика не сможет заставить вещество обладать свойствами призрачной энергии до момента Большого Разрыва. Его свойства изменятся, и далее расширение Вселенной пойдет по-другому. Однако нельзя заранее сказать, как близко к Большому Разрыву она подойдет и какие тела в ней еще сохранятся.
Источник

www.astronet.ru

Ща поясню

А вообще -меня больше беспокоит Тутулемма: аналемма с солнечным затмением..Это такое дело ...

это конечно же возможно подтвердить с помощью Апертурного синтеза метод

но какова ваша точка зрения на уместность использования Апертутного синтеза в решении данного вопроса?

прелесть какая ))) а я все думаю, когда вы меня спросите )) щас я все расскажу популярно )))

вот это мне особенно понравилось, полностью согласна с вами.Пошла учить матчасть

Парадокс Ольберса
ПОЧЕМУ НОЧНОЕ НЕБО - ЧЕРНОЕ??!!!

Самый большой парадокс, с точки зрения истории науки, здесь состоит, пожалуй, в том, почему именно фамилия немецкого астронома Вильгельма Ольберса оказалась закрепленной в названии этого загадочного явления. На самом деле, это один из редких случаев, когда в названии феномена или закона фигурирует отнюдь не имя того, кто его впервые сформулировал. Историки науки скажут вам, что впервые проблема была упомянута в 1720 году английским астрономом Эдмундом Галлеем (Edmund Halley, 1656–1742), затем, независимо от него, в 1742 году ее сформулировал швейцарец Жан Филипп де Шезо (Jean Philippe de Chéseaux, 1781–1851) — и дал на нее ответ, в принципе не отличающийся от предложенного в 1823 году Ольберсом.

Так называемый фотометрический парадокс Ольберса формулируется достаточно просто: если Вселенная бесконечна, однородна и стационарна (а в XVIII-XIX веках астрономы в этом не сомневались), то в небе — в каком направлении ни посмотри — рано или поздно окажется звезда. То есть, всё небо должно быть сплошным образом заполнено яркими светящимися точками звезд. То есть, в ночи небо должно ярко светиться. А мы почему-то наблюдаем сплошное черное небо лишь с отдельными звездами.

Ольберс объяснил это явление поглощением света в межзвездном пространстве в силу того, что оно частично заполнено поглощающим свет веществом, например, межзвездными пылевыми облаками. Однако, с появлением первого начала термодинамики, это объяснение стало отнюдь не бесспорным, поскольку, поглощая свет, межзвездное вещество неизбежно разогрелось бы и само начало испускать свет.

Окончательно парадокс Ольберса удалось разрешить лишь в ХХ столетии. Теперь мы знаем (см. Закон Хаббла), что Вселенная имеет конечный возраст. Если, как предполагается, Большой взрыв случился 15 миллиардов лет тому назад, астрономы способны наблюдать лишь светящиеся объекты, удаленные от нас на расстояние не более 15 млрд. световых лет. Поэтому число звезд в ночном небе конечно, хотя и огромно, и поэтому не по каждому направлению наблюдения мы видим звезду. Кроме того, мы знаем, что звезды не вечны — со временем они умирают и перестают излучать свет (см. Эволюция звезд). Поэтому, даже если в направлении наблюдения имеется звезда, это вовсе не означает, что она обязана светиться, поскольку это может оказаться древняя звезда, ядерное горючее внутри которой давно израсходовано. Любого из приведенных выше объяснений достаточно для того, чтобы считать вопрос с парадоксом Ольберса исчерпанным, хотя во времена самого Ольберса и его предшественников явления, объясняющие его, естественно, известны не были (кроме гипотезы о поглощении света в межзвездном пространстве).