|
|
Отзывы о фирме ПРЕМЬЕРА ТЕАТРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО
|
|
» Посмотреть информацию о фирме
|
|
|
|
|
wf
|
16.11.2013 в 21:36
|
|
Написал(а): wf
|
нейтральный
|
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
ПОЛУЧАЙТЕ 16.11.2013 в 20:58
Написал(а): АН-602 положительный
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразит
|
|
|
|
|
|
xaxaxa
|
16.11.2013 в 21:25
|
|
Написал(а): olga
|
положительный
|
Менделеев, Дмитрий Иванович
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Запрос «Менделеев» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Дмитрий Иванович Менделеев
DIMendeleevCab.jpg
Д. И. Менделеев в своём кабинете (Главная палата мер и весов, Санкт-Петербург).
Дата рождения:
27 января (8 февраля) 1834
Место рождения:
Тобольск,
Тобольская губерния,
Российская империя
Дата смерти:
20 января (2 февраля) 1907 (72 года)
Место смерти:
Санкт-Петербург,
Российская империя
Страна:
Россия
Научная сфера:
Химия, физика, экономика, геология, метрология
Научный руководитель:
А. А. Воскресенский
Известные ученики:
Д. П. Коновалов,
В. А. Гемилиан,
А. А. Байков,
А. Л. Потылицын,
С. М. Прокудин-Горский
Известен как:
Автор периодического закона
Награды и премии
Орден Святого Александра Невского
Орден Святого Владимира I степени
Орден Святого Владимира II степени
Орден Святой Анны I степени
Орден Святой Анны II степени
Орден Святого Станислава I степени
Орден Белого орла
Кавалер ордена Почётного легиона
Медаль Копли
Дмитрий Иванович Менделеев на Викискладе
Дми́трий Ива́нович Менделе́ев (27 января [8 февраля] 1834, Тобольск — 20 января [2 февраля] 1907, Санкт-Петербург) — русский учёный-энциклопедист: химик, физикохимик, физик, метролог, экономист, технолог, геолог, метеоролог, педагог, воздухоплаватель, приборостроитель. Профессор Санкт-Петербургского университета; член-корреспондент по разряду «физический» Императорской Санкт-Петербургской Академии наук. Среди наиболее известных открытий — периодический закон химических элементов, один из фундаментальных законов мироздания, неотъемлемый для всего естествознания.
Содержание [убрать]
1 Биография
1.1 Происхождение
1.2 Детство
1.3 Семья и дети
2 Хроника творческой жизни учёного
2.1 1841—1859
2.2 Гейдельбергский период (1859—1861)
2.3 1860—1907
3 Научная деятельность
3.1 Периодический закон
3.2 Удельные объёмы. Химия силикатов и стеклообразного состояния
3.3 Исследование газов
3.4 Учение о растворах
3.5 Комиссия для рассмотрения медиумических явлений
3.6 Воздухоплавание
3.7 Кораблестроение. Освоение Крайнего Севера
3.8 Метрология
3.9 Пороходелие
3.10 Об электролитической диссоциации
4 Менделеев — экономист и футуролог
4.1 Уральская экспедиция
4.2 К познанию России
4.3 Менделеев о демографическом росте
5 Педагогика и просвещение
5.1 Училище наставников
6 Три службы Родине
7 Логико-тематическая парадигма творчества учёного
8 Д. И. Менделеев и мир
8.1 По Европейской России, Кавказу, Уралу и Сибири
8.2 Зарубежные поездки и путешествия
9 Признание
9.1 Награды, академии и общества
9.2 Менделеевские съезды
9.3 Менделеевские чтения
9.4 Нобелевская эпопея
10 Д. И. Менделеев в маргинальной истории
10.1 О приснившейся периодической таблице элементов
10.2 «Химики»
10.3 Чемоданы Д. И. Менделеева
10.4 Легенда об изобретении водки
11 Адреса Д. И. Менделеева в Санкт-Петербурге[77][78]
11.1 Памятники Д. И. Менделееву
11.2 Памятники Федерального значения
12 Память о Д. И. Менделееве
12.1 Музеи
12.2 Населённые пункты и станции
12.3 География и астрономия
12.4 Учебные заведения
12.5 Общества, съезды, журналы
12.6 Промышленные предприятия
12.7 Литература
12.8 Бонистика, нумизматика, филателия, сигиллатия
13 Примечания
14 Литература
15 Ссылки
Биография[править | править исходный текст]
Происхождение[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович Менделеев родился 27 января (8 февраля) 1834 года в Тобольске в семье Ивана Павловича Менделеева (1783—1847), в то время занимавшего должность директора Тобольской гимназии и училищ Тобольского округа. Дмитрий был в семье последним, семнадцатым ребёнком. Из семнадцати детей восемь умерли ещё в младенчестве (троим из них родители даже не успели дать имён), а одна из дочерей, Маша, умерла в возрасте 14 лет в середине 1820-х годов в Саратове от чахотки. История сохранила документ о рождении Дмитрия Менделеева — метрическую книгу духовной консистории за 1834 год, где на пожелтевшей странице в графе о родившихся по тобольской Богоявленской церкви записано: «27 января Тобольской гимназии директора — надворного советника Ивана Павловича Менделеева от законной его жены Марии Дмитриевны родился сын Дмитрий».
В одном из вариантов посвящения матери первого своего крупного труда «Исследования водных растворов по удельному весу» Дмитрий Иванович скажет[1]:
« ...Вашего последыша семнадцатого из рождённых Вами Вы подняли на ноги, вскормили своим трудом после смерти батюшки, ведя заводское дело, Вы научили любить природу с её правдою, науку с её истиной..., родину со всеми её нераздельнейшими богатствами, дарами..., больше всего труд со всеми его горестями и радостями..., Вы заставили научиться труду и видеть в нём одном всему опору, Вы вывезли с этими внушениями и доверчиво отдали в науку, сознательно чувствуя, что это будет последнее Ваше дело. Вы, умирая, внушали любовь, труд и настойчивость. Приняв от Вас... так много, хоть малым, быть может последним, Вашу память почитаю. »
Дед его по отцовской линии, Павел Максимович Соколов (1751—-1808), был священником села Тихомандрицы Вышневолоцкого уезда Тверской губернии, находившегося в двух километрах от северной оконечности озера Удомля[2]. Только один из четырёх его сыновей, Тимофей, сохранил фамилию отца. Как было принято в то время в среде духовенства, по окончании семинарии трём сыновьям П. М. Соколова были даны разные фамилии: Александру — Тихомандрицкий (по названию села), Василию — Покровский (по приходу, в котором служил Павел Максимович), а Иван, отец Дмитрия Ивановича, в виде прозвания получил фамилию соседних помещиков Менделеевых (сам Дмитрий Иванович так толковал её происхождение: «…дана отцу, когда он что-то выменял, как соседний помещик Менделеев менял лошадей»).[1][3]
Иван Павлович Менделеев — отец Д. И. Менделеева. Неизвестный художник 1-й половины XIX века. Масло
Окончив в 1804 году духовное училище, отец Дмитрия Ивановича Иван Павлович Менделеев поступил на филологическое отделение Главного педагогического института. Окончив его в числе лучших студентов в 1807 году, Иван Павлович был определён «учителем философии, изящных искусств и политической экономии» в Тобольск, где в 1809 году женился на Марии Дмитриевне Корнильевой. В декабре 1818 года он был назначен директором училищ Тамбовской губернии. С лета 1823-го по ноябрь 1827-го года семья Менделеевых жила в Саратове, а в дальнейшем — возвратилась в Тобольск, где Иван Павлович получил место директора Тобольской классической гимназии. Его незаурядные свойства ума, высокая культура и творческое начало определяли педагогические принципы, которыми он руководствовался в преподавании своих предметов. В год рождения Дмитрия Иван Павлович ослеп, что вынудило его выйти на пенсию. Для удаления катаракты он в сопровождении дочери Екатерины отправился в Москву, где в результате удачной операции доктора Брассе ему было возвращено зрение. Но вернуться к прежней работе он уже не мог, и семья жила на его небольшую пенсию[1].
Мария Дмитриевна Менделеева (урождённая Корнильева), мать Д. И. Менделеева
Мать Д. И. Менделеева происходила из старинного рода сибирских купцов и промышленников[4][5]. Эта умная и энергичная женщина сыграла особую роль в жизни семьи. Не имея никакого образования, она прошла самостоятельно курс гимназии со своими братьями. Вследствие сложившегося из-за болезни Ивана Павловича стеснённого материального положения Менделеевы переехали в село Аремзянское, где находилась небольшая стекольная фабрика брата Марии Дмитриевны Василия Дмитриевича Корнильева, жившего в Москве. М. Д. Менделеева получила право на управление фабрикой и после кончины И. П. Менделеева в 1847 году большая семья жила на средства, получаемые от неё. Дмитрий Иванович вспоминал: «Там, на стекольном заводе, управляемом моей матушкой, получились первые мои впечатления от природы, от людей, от промышленных дел». Заметив особые способности младшего сына, она сумела найти в себе силы навсегда покинуть родную Сибирь, выехав из Тобольска, чтобы дать Дмитрию возможность получить высшее образование. В год окончания сыном гимназии Мария Дмитриевна ликвидировала все дела в Сибири и с Дмитрием и младшей дочерью Елизаветой выехала в Москву, чтобы определить юношу в университет.
Детство[править | править исходный текст]
Детство Д. И. Менделеева совпало со временем пребывания в Сибири ссыльных декабристов. А. М. Муравьёв, П. Н. Свистунов, М. А. Фонвизин жили в Тобольской губернии. Сестра Дмитрия Ивановича, Ольга, стала женой бывшего члена Южного общества Н. В. Басаргина, и они долгое время жили в Ялуторовске рядом с И. И. Пущиным, вместе с которым они оказывали семье Менделеевых помощь, ставшую насущной после смерти Ивана Павловича.
Также большое влияние на мировоззрение будущего учёного оказал его дядюшка В. Д. Корнильев, у него неоднократно и подолгу во время своего пребывания в Москве жили Менделеевы[1]. Василий Дмитриевич был управляющим у князей Трубецких, что жили на Покровке, как и В. Д. Корнильев; и его дом часто посещали многие представители культурной среды, в числе которых на литературных вечерах или вовсе без всякого повода, запросто бывали литераторы: Ф. Н. Глинка, С. П. Шевырёв, И. И. Дмитриев, М. П. Погодин, Е. А. Баратынский, Н. В. Гоголь, гостем случался и Сергей Львович Пушкин, отец поэта; художники П. А. Федотов, Н. А. Рамазанов; учёные: Н. Ф. Павлов, И. М. Снегирёв, П. Н. Кудрявцев. В 1826 г. Корнильев и его жена, дочь командора Биллингса, принимали у себя на Покровке Александра Пушкина, вернувшегося в Москву из ссылки[6].
Сохранились сведения, говорящие о том, что Д. И. Менделеев однажды видел в доме Корнильевых Н. В. Гоголя.
При всём том, Дмитрий Иванович оставался таким же мальчишкой, как и большинство его сверстников. Сын Дмитрия Ивановича Иван Менделеев вспоминает, что однажды, когда отец был нездоров, он сказал ему: «Ломит всё тело так, как после нашей школьной драки на Тобольском мосту».
Следует отметить, что среди учителей гимназии выделялся преподававший русскую литературу и словесность сибиряк, известный впоследствии русский поэт Пётр Павлович Ершов, с 1844 года — инспектор Тобольской гимназии, как некогда и его учитель Иван Павлович Менделеев. Позже автору «Конька-горбунка» и Дмитрию Ивановичу суждено было стать в некоторой степени родственниками.
Семья и дети[править | править исходный текст]
Дмитрий Иванович был женат дважды. В 1862 году сочетался браком с Феозвой Никитичной Лещевой, уроженкой Тобольска (падчерицей знаменитого автора «Конька-Горбунка» Петра Павловича Ершова). Супруга (Физа, наречённое имя) была старше его на 6 лет. В этом браке родились три ребёнка: дочь Мария (1863) — она умерла в младенчестве, сын Володя (1865—1898) и дочь Ольга (1868—1950). В конце 1878 г. 43-летний Дмитрий Менделеев страстно влюбился в 23 летнюю Анну Ивановну Попову (1860—1942), дочь донского казака из Урюпинска. Во втором браке у Д. И. Менделеева родилось четверо детей: Любовь, Иван (1883—1936) и близнецы Мария и Василий[1][7][8][9].
Д. И. Менделеев был тестем русского поэта Александра Блока, женатого на его дочери Любови.
Д. И. Менделеев доводился дядей русским учёным Михаилу Яковлевичу (профессор-гигиенист) и Фёдору Яковлевичу (профессор-физик) Капустиным, которые были сыновьями его старшей сестры Екатерины Ивановны Менделеевой (Капустиной)[10].
О японской внучке Дмитрия Ивановича — в статье, посвящённой творчеству Б. Н. Ржонсницкого.
Хроника творческой жизни учёного[править | править исходный текст]
1841—1859[править | править исходный текст]
Фотопортрет Д. И. Менделеева
1841 — поступил в тобольскую гимназию.
1855 — окончил физико-математический факультет Главного педагогического института в Санкт-Петербурге.
1855 — старший учитель естественных наук Симферопольской мужской гимназии. По просьбе петербургского врача Н. Ф. Здекауэра в середине сентября Дмитрия Менделеева осмотрел Н. И. Пирогов, констатировавший удовлетворительное состояние пациента: «Вы нас обоих переживёте»[11].
1855—1856 — старший учитель гимназии при Ришельевском лицее в Одессе.
1856 — блестяще защитил диссертацию «на право чтения лекций» — «Строение кремнезёмных соединений» (оппоненты А. А. Воскресенский и М. В. Скобликов), с успехом прочёл вступительную лекцию «Строение силикатных соединений»; в конце января отдельным изданием в Петербурге вышла в свет кандидатская диссертация Д. И. Менделеева «Изоморфизм в связи с другими отношениями кристаллической формы к составу»[12]; 10 октября присвоена учёная степень магистра химии.
1857 — 9 января утверждён в звании приват-доцента Императорского Санкт-Петербургского университета по кафедре химии.
1857—1890 — преподавал в Императорском Санкт-Петербургском университете (с 1865 года — профессор химической технологии, с 1867 — профессор общей химии) — во 2-м кадетском корпусе читает лекции по химии; одновременно в 1863—1872 годах — профессор Санкт-Петербургского технологического института, в 1863—1872 годах руководил химической лабораторией института, также одновременно преподавал в Николаевских инженерных академии и училище; — в Институте Корпуса инженеров путей сообщения.
1859—1861 — находился в научной командировке в Гейдельберге.
Гейдельбергский период (1859—1861)[править | править исходный текст]
Получив в январе 1859 года разрешение на командировку в Европу «для усовершенствования в науках», Д. И. Менделеев только в апреле, по завершении курса лекций в университете и занятий во 2-м кадетском корпусе и Михайловской артиллерийской академии, смог выехать из Санкт-Петербурга[1].
Он имел ясный план исследований — теоретическое рассмотрение тесной взаимосвязи химических и физических свойств веществ на основе изучения сил сцепления частиц, чему должны были служить данные, полученные экспериментально в процессе измерений при различных температурах поверхностного натяжения жидкостей — капиллярности[1].
Катетометр и компаратор, сделанные известным французским механиком Саллероном для Д. Менделеева
Пикнометр Д. И. Менделеева
Через месяц, после ознакомления с возможностями нескольких научных центров — отдано предпочтение Гейдельбергскому университету, где работают незаурядные естествоиспытатели: Р. Бунзен, Г. Кирхгоф, Г. Гельмгольц, Э. Эрленмейер и др. Есть сведения, которые говорят о том, что впоследствии Д. И. Менделеев имел в Гейдельберге встречу с Дж. У. Гиббсом. Оборудование лаборатории Р. Бунзена не позволяло проводить такие «деликатные опыты, как капиллярные», и Д. И. Менделеев формирует самостоятельную исследовательскую базу: провёл в арендуемую квартиру газ, приспособил отдельное помещение для синтеза и очистки веществ, другое — для наблюдений. В Бонне «знаменитый стеклянных дел маэстро» Г. Гесслер даёт ему уроки, сделав около 20 термометров и «неподражаемо хорошие приборы для определения удельного веса». У известных парижских механиков Перро и Саллерона он заказывает специальные катетометры и микроскопы[1].
Большое значение работы этого периода имеют для понимания методики масштабного теоретического обобщения, чему подчинены хорошо подготовленные и построенные тончайшие частные исследования, и что явится характерной чертой его универсума. Это теоретический опыт «молекулярной механики», исходными величинами которой предполагались масса, объём и сила взаимодействия частиц (молекул). Рабочие тетради учёного показывают, что он последовательно искал аналитическое выражение, демонстрирующее связь состава вещества с тремя этими параметрами. Предположение Д. И. Менделеева о функции поверхностного натяжения, связанной со структурой и составом вещества позволяет говорить о предвидении им «парахора»[13], но данные середины XIX века не способны были стать основой для логического завершения этого исследования — Д. И. Менделееву пришлось отказаться от теоретического обобщения[1].
В настоящее время «молекулярная механика», основные положения которой пытался сформулировать Д. И. Менделеев, имеет лишь историческое значение, между тем, эти исследования учёного позволяют наблюдать актуальность его взглядов, соответствовавших передовым представлениям эпохи, и обретшим общее распространение только после Международного химического конгресса в Карлсруэ (1860)[1][7][8][9].
1860—1907[править | править исходный текст]
Основатели Русского химического общества (члены химической секции 1-го съезда русских естествоиспытателей и врачей, вынесшие постановление об учреждении — 4 января 1868 года). Стоят слева направо: Ф. Р. Вреден, П. А. Лачинов, Г. А. Шмидт, А. Р. Шуляченко, А. П. Бородин, Н. А. Меншуткин, Н. А. Соковнин, Ф. Ф. Бейльштейн, К. И. Лисенко, Д. И. Менделеев, Ф. Н. Савченков; сидят: В. Ю. Рихтер, С. И. Ковалевский, Н. П. Нечаев, В. В. Марковников, А. А. Воскресенский, П. А. Ильенков, П. П. Алексеев, А. Н. Энгельгардт (подписи сделаны рукой Д. И. Менделеева)
1860 — 3—5 сентября принимает участие в первом Международном химическом конгрессе в Карлсруэ.
1865 — 31 января (12 февраля) на заседании Совета физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета защитил докторскую диссертацию «О соединении спирта с водой», в которой были заложены основы его учения о растворах.
1876 — 29 декабря (10 января) 1877 года избран членом-корреспондентом по разряду «физический» Императорской Академии наук, в 1880 году выдвигался в академики, но 11 (23) ноября был забаллотирован немецким большинством Академии, что вызвало резкий общественный протест.
Принимал участие в разработке технологий запущенного в 1879 году первого в России завода по производству машинных масел в посёлке Константиновский в Ярославской губернии, который ныне носит его имя.
1880-е годы — Дмитрий Иванович снова изучает растворы, публикует работу «Исследование водных растворов по удельному весу».
1880—1888 — принимал деятельное участие в разработке проекта создания и строительства первого в Русской Азии Сибирского университета в Томске, для чего неоднократно консультировал руководителя комитета по строительству ТГУ профессора В. М. Флоринского. Планировался как первый ректор этого университета, но в силу ряда семейных причин в 1888 году в Томск не поехал. Через несколько лет он активно помогал в создании Томского технологического института и становления в нём химической науки[14][15].
1890 — покинул Петербургский университет из-за конфликта с министром просвещения, который во время студенческих волнений отказался принять от Менделеева петицию студентов.
1892 — Дмитрий Иванович Менделеев — учёный-хранитель Депо образцовых гирь и весов, которое в 1893 году по его инициативе было преобразовано в Главную палату мер и весов (ныне ВНИИ метрологии им. Д. И. Менделеева).
1893 год — работал на химическом заводе П. К. Ушкова (впоследствии — имени Л. Я. Карпова; п. Бондюжский, ныне г. Менделеевск) использовав производственную базу завода для получения бездымного пороха (пироколлодия). Впоследствии он отмечал, что посетив «немало западноевропейских химических заводов, с гордостью увидел, что может созданное русским деятелем не только не уступать, но и во многом превосходить иноземное».
1899 — возглавляет Уральскую экспедицию, подразумевающую стимуляцию промышленно-экономического развития края.
1900 — участвует в работе Всемирной выставки в Париже; им написана первая на русском языке — большая статья о синтетических волокнах «Вискоза на Парижской выставке», где отмечена важность для России развития их промышленности.
1903 год — первый председатель Государственной экзаменационной комиссии Киевского политехнического института, в создании которого учёный принимал активное участие. О посещении Д. И. Менделеевым института в дни защиты первых дипломных работ, в числе других воспоминал через 60 лет Иван Фёдорович Пономарёв (1882—1982)[16].
Член многих академий наук и научных обществ. Один из основателей Русского физико-химического общества (1868 год — химического, и 1872 — физического) и третий его президент (с 1932 года преобразовано во Всесоюзное химическое общество, которое тогда же было названо его именем, ныне — Российское химическое общество имени Д. И. Менделеева).
Умер Д. И. Менделеев 20 января (2 февраля) 1907 года в Санкт-Петербурге. Похоронен на «Литераторских мостках» Волковского кладбища[17].
Оставил более 1500 трудов[18], среди которых классические «Основы химии» (ч. 1—2, 1869—1871, 13 изд., 1947) — первое стройное изложение неорганической химии.
Именем Менделеева назван 101-й химический элемент — менделевий.
Научная деятельность[править | править исходный текст]
Илья Репин. Портрет Д. И. Менделеева в мантии доктора права Эдинбургского университета 1885. Акварель
« Он один из самых гениальных химиков XIX века; провёл многочисленные определения физических констант соединений (удельные объёмы, расширение и т. д.), изучал Донецкие месторождения каменного угля, разработал гидратную теорию растворов. Написал «Основы химии» (1868—1871) — труд, многочисленные издания которого оказали влияние на химиков-неоргаников. — М. Джуа[19] »
Д. И. Менделеев — автор фундаментальных исследований по химии, физике, метрологии, метеорологии, экономике, основополагающих трудов по воздухоплаванию, сельскому хозяйству, химической технологии, народному просвещению и других работ, тесно связанных с потребностями развития производительных сил России.
Д. И. Менделеев исследовал (в 1854—1856 годах) явления изоморфизма, раскрывающие отношения между кристаллической формой и химическим составом соединений, а также зависимость свойств элементов от величины их атомных объёмов.
Открыл в 1860 году «температуру абсолютного кипения жидкостей», или критическую температуру.
16 декабря 1860 года он пишет из Гейдельберга попечителю Санкт-Петербургского учебного округа И. Д. Делянову: «…главный предмет моих занятий есть физическая химия»[20].
Д. И. Менделеев является автором первого русского учебника «Органическая химия» (1861 год).
Сконструировал в 1859 году пикнометр — прибор для определения плотности жидкости. Создал в 1865—1887 годах гидратную теорию растворов. Развил идеи о существовании соединений переменного состава.
Исследуя газы, Менделеев нашёл в 1874 году общее уравнение состояния идеального газа, включающее как частность зависимость состояния газа от температуры, обнаруженную в 1834 году физиком Б. П. Э. Клапейроном (уравнение Клапейрона — Менделеева).
В 1877 году Менделеев выдвинул гипотезу происхождения нефти из карбидов тяжёлых металлов, которая, правда, на сегодня большинством учёных не принимается; предложил принцип дробной перегонки при переработке нефти.
Выдвинул в 1880 году идею подземной газификации углей. Занимался вопросами химизации сельского хозяйства, пропагандировал использование минеральных удобрений, орошение засушливых земель. Совместно с И. М. Чельцовым принимал в 1890—1892 годах участие в разработке бездымного пороха. Является автором ряда работ по метрологии. Создал точную теорию весов, разработал наилучшие конструкции коромысла и арретира, предложил точнейшие приёмы взвешивания.
В своё время интересы Д. И. Менделеева были близки к минералогии, его коллекция минералов бережно хранится и сейчас в Музее кафедры минералогии Санкт-Петербургского университета, а друза горного хрусталя с его стола является одним из лучших экспонатов в витрине кварца. Рисунок этой друзы он поместил в первое издание «Общей химии» (1903 год). Студенческая работа Д. И. Менделеева была посвящена изоморфизму в минералах.
Периодический закон[править | править исходный текст]
Д. И. Менделеев. Первый рукописный вариант периодического закона. 18 февраля 1869 года
Работая над трудом «Основы химии», Д. И. Менделеев открыл в феврале 1869 года один из фундаментальных законов природы — периодический закон химических элементов.
6 (18) марта 1869 года знаменитый доклад Д. И. Менделеева «Соотношение свойств с атомным весом элементов» был прочтён Н. А. Меншуткиным на заседании Русского химического общества[21]. В том же году это сообщение на немецком языке появилось в журнале «Zeitschrift für Chemie», а в 1871 году в журнале «Annalen der Chemie» была осуществлена развёрнутая публикация Д. И. Менделеева, посвящённая его открытию — «Die periodische Gesetzmässigkeit der Elemente» (Периодическая закономерность химических элементов).
Отдельные учёные в ряде стран, особенно в Германии, соавтором открытия считают Лотара Мейера. Существенное различие этих систем заключается в том, что таблица Л. Мейера — это один из вариантов классификации известных к тому времени химических элементов; выявленная Д. И. Менделеевым периодичность — это система, которая дала понимание закономерности, позволившей определить место в ней элементов, неизвестных в то время, предсказать не только существование, но и дать их характеристики[1][22].
Не давая представления о строении атома, периодический закон, тем не менее, вплотную подводит к этой проблеме, и решение её было найдено несомненно благодаря ему — именно этой системой руководствовались исследователи, увязывая факторы, выявленные им с интересовавшими их другими физическими характеристиками. В 1984 году академик В. И. Спицын пишет: «…Первые представления о строении атомов и природе химической валентности, разработанные в начале нашего столетия, основывались на закономерностях свойств элементов, установленных с помощью периодического закона»[23].
Немецкий учёный, главный редактор фундаментального пособия «Анорганикум» — объединённого курса неорганической, физической и аналитической химии, выдержавшего более десяти изданий, академик Л. Кольдиц так истолковывает особенности открытия Д. И. Менделеева, сопоставляя в высшей степени убедительные результаты его труда с работами других исследователей, искавших подобные закономерности[24]:
« Никто из учёных, занимавшихся до Менделеева или одновременно с ним исследованиями соотношений между атомными весами и свойствами элементов, не смог сформулировать эту закономерность так ясно, как это сделал он. В частности, это относится к Дж. Ньюлендсу и Л. Мейеру. Предсказание ещё неизвестных элементов, их свойств и свойств их соединений является исключительно заслугой Д. И. Менделеева. …Наилучшим образом он смог применить свой метод горизонтальной, вертикальной и диагональной интерполяции в открытой им периодической системе для предсказания свойств… »
Развивая в 1869—1871 годах идеи периодичности, Д. И. Менделеев ввёл понятие о месте элемента в периодической системе как совокупности его свойств в сопоставлении со свойствами других элементов. На этой основе, в частности, опираясь на результаты изучения последовательности изменения стеклообразующих оксидов, исправил значения атомных масс 9 элементов (бериллия, индия, урана и др.). Предсказал в 1870 году существование, вычислил атомные массы и описал свойства трёх ещё не открытых тогда элементов — «экаалюминия» (открыт в 1875 году и назван галлием), «экабора» (открыт в 1879 году и назван скандием) и «экасилиция» (открыт в 1885 году и назван германием). Затем предсказал существование ещё восьми элементов, в том числе «двителлура» — полония (открыт в 1898 году), «экаиода» — астата (открыт в 1942—1943 годах), «экамарганца» — технеция (открыт в 1937 году), «двимарганца» — рения (открыт в 1925 году), «экацезия» — франция (открыт в 1939 году).
В 1900 году Дмитрий Иванович Менделеев и Уильям Рамзай пришли к выводу о необходимости включения в периодическую систему элементов особой, нулевой группы благородных газов.
Удельные объёмы. Химия силикатов и стеклообразного состояния[править | править исходный текст]
Обложка первой публикации Д. И. Менделеева «Химический анализ ортита из Финляндии». 1854
Настоящий раздел творчества Д. И. Менделеева, не выразившись результатами масштабов естествознания в целом, тем не менее, как и всё в его исследовательской практике, будучи неотъемлемой частью и вехой на пути к ним, а в отдельных случаях — их фундаментом, чрезвычайно важен и для понимания развития этих исследований. Как станет видно из дальнейшего, он тесным образом связан с основополагающими компонентами мировоззрения учёного, охватывающими сферы от изоморфизма и «основ химии» до базиса периодического закона, от постижения природы растворов до взглядов, касающихся вопросов строения веществ[1].
Первые работы Д. И. Менделеева в 1854 году представляют собой химические анализы силикатов. Это были исследования «ортита из Финляндии» и «пироксена из Рускиалы в Финляндии», о третьем анализе минеральной глинистой породы — умбры — имеются сведения только в сообщении С. С. Куторги в Русском географическом обществе. К вопросам аналитической химии силикатов, Д. И. Менделеев возвращался в связи с магистерскими экзаменами — письменный ответ касается анализа силиката, содержащего литий. Этот небольшой цикл работ послужил возникновению интереса у исследователя к изоморфизму: состав ортита учёный сравнивает с составами других сходных минералов и приходит к выводу, что такое сопоставление позволяет построить изменяющийся по химическому составу изоморфный ряд[25].
В мае 1856 года Д. И. Менделеев, вернувшись в Санкт-Петербург из Одессы, подготовил диссертационную работу под обобщённым названием «Удельные объёмы» — многоплановое исследование, своеобразную трилогию, посвящённую актуальным вопросам химии середины XIX века. Большой объём работы (около 20 печатных листов) не позволил издать её полностью. Опубликована была только первая часть, озаглавленная, как и вся диссертация «Удельные объёмы»; из второй части позднее был напечатан только фрагмент в виде статьи «О связи некоторых физических свойств тел с химическими реакциями»; третья же часть при жизни Д. И. Менделеева не была полностью опубликована — в сокращённом виде она была представлена в 1864 году в четвёртом выпуске «Технической энциклопедии», посвящённой стекольному производству. Через взаимосвязь освещаемых в работе вопросов Д. И. Менделеев последовательно приближался к постановке и решению наиболее существенных в его научном творчестве проблем: выявлению закономерностей при классификации элементов, построению системы, характеризующей соединения через их состав, строение и свойства, создание предпосылок формирования зрелой теории растворов[1].
Весы, сконструированные Д. И. Менделеевым для взвешивания газообразных и твёрдых веществ
В первой части этого труда Д. И. Менделеева — детального критического анализа литературы, посвящённой вопросу, им высказана оригинальная мысль о связи молекулярного веса и объёма газообразных тел. Учёный вывел формулу расчёта молекулярного веса газа, то есть впервые была дана формулировка закона Авогадро-Жерара. Позднее выдающийся русский физикохимик Е. В. Бирон напишет: «Насколько мне известно, Д. И. Менделеев первый стал считать, что можно уже говорить о законе Авогадро, так как гипотеза, в виде которой закон был сперва сформулирован, оправдалась при экспериментальной проверке…»[26].
Опираясь на колоссальный[18] фактический материал в разделе «Удельные объёмы и состав кремнезёмных соединений», Д. И. Менделеев приходит к широкому обобщению. Не придерживаясь, в отличие от многих исследователей (Г. Копп, И. Шредер и др.), механистического толкования объёмов соединений как суммы объёмов образующих их элементов, но отдавая должное результатам, полученным этими учёными, Д. И. Менделеев ищет не формальные количественные закономерности в объёмах, а старается установить связь между количественными соотношениями объёмов и совокупностью качественных характеристик вещества. Таким образом он приходит к выводу, что объём, подобно кристаллической форме, является критерием сходства и различия элементов и образуемых ими соединений, и делает шаг в направлении создания системы элементов, прямо указывая на то, что изучение объёмов «может служить на пользу естественной классификации минеральных и органических тел».
Особый интерес представляет часть, именуемая «О составе кремнезёмных соединений». С исключительной глубиной и обстоятельностью Д. И. Менделеевым впервые изложен взгляд на природу силикатов как соединений, подобных сплавам оксидных систем. Учёным установлена связь между силикатами как соединениями типа (MeO)x(SiO)x и «неопределёнными» соединениями других типов, в частности, растворами, что выразилось правильной трактовкой стеклообразного состояния[1].
Именно с наблюдения процессов стеклоделия начался путь Д. И. Менделеева в науке. Возможно, именно этот факт сыграл определяющую роль в его выборе, во всяком случае, данная тема, непосредственно связанная с химией силикатов, в той или иной форме закономерно соприкасается со многими другими его изысканиями[25].
Место силикатов в природе лаконично, но с исчерпывающей ясностью определено Д. И. Менделеевым[27]:
« Как органическая материя обуславливается присутствием углерода и им изобилует, так и минеральное царство изобилует кремнезёмистыми соединениями[28]. »
Эта фраза указывает и на понимание учёным первостепенного утилитарного значения силикатных материалов, древнейших и самых распространённых в практике, и на сложность химии силикатов; поэтому интерес учёного к данному классу веществ, помимо известного практического значения, был связан с развитием важнейшего понятия химии — химическое соединение, с созданием систематики соединений, с решением вопроса о соотношении понятий: химическое соединение (определённое и неопределённое) — раствор. Чтобы осознать важность и научное значения самой постановки вопроса, актуальность его и по прошествии более чем столетия, достаточно привести слова одного из специалистов в области химии силикатов, академика М. М. Шульца, сказанные им на XIII Менделеевском съезде, прошедшем в дни 150-летнего юбилея Д. И. Менделеева: «…До сегодняшнего дня нет общих определений, которые устанавливали бы чёткое соотношение сущности понятий „соединение“ и „раствор“. …Как только атомы и молекулы вступают во взаимодействие друг с другом при повышении их концентрации в газе, не говоря уже о конденсированных фазах, так сразу же возникает вопрос, на каком уровне по энергии взаимодействия и при каком численном соотношении между взаимодействующими частицами можно отделить друг от друга понятия „химическое соединение частиц“ или их „взаимный раствор“: для этого нет объективных критериев, они ещё не выработаны, несмотря на бесчисленное количество работ на эту тему и кажущуюся простоту»[27].
Изучение стекла помогло Д. И. Менделееву глубже понять природу кремнекислых соединений и на этом своеобразном веществе увидеть некоторые важные особенности химического соединения вообще[25].
Темам стеклоделия, химии силикатов и стеклообразного состояния Д. И. Менделеевым посвящено около 30 работ.
Исследование газов[править | править исходный текст]
Д. И. Менделеев. Опыт химической концепции мирового эфира. Нью-Йорк — Лондон — Бомбей. 1904
Д. И. Менделеев. Попытка химического понимания мирового эфира. С.-Петербург. 1905
Эта тема в творчестве Д. И. Менделеева связана, прежде всего, с поиском учёным физических причин периодичности. Так как свойства элементов находились в периодической зависимости от атомных весов, массы, исследователь мыслил возможность пролить свет на эту проблему, выясняя причины сил тяготения и посредством изучения свойств передающей их среды.
Концепция «мирового эфира» имела в XIX века большое влияние на возможное решение данной проблемы. Предполагалось, что «эфир», заполняющий межпланетное пространство, является средой, передающей свет, тепло и гравитацию. Исследование сильно разреженных газов представлялось возможным средством к доказательству существования названной субстанции, когда свойства «обычного» вещества уже не способны бы были скрывать свойства «эфира».
Одна из гипотез Д. И. Менделеева сводилась к тому, что специфическим состоянием газов воздуха при большом разрежении и мог оказаться «эфир» или некий-то газ с очень малым весом. Д. И. Менделеевым написано на оттиске из «Основ химии», на периодической системе 1871 года: «Легче всех эфир, в миллионы раз»; а в рабочей тетради 1874 года учёный выражает ещё более ясно ход мысли: «При нулевом давлении у воздуха есть некоторая плотность, это и есть эфир!». Тем не менее, среди его публикаций этого времени таких определённых соображений не высказано (Д. И. Менделеев. Попытка химического понимания мирового эфира. 1902).
В контексте предположений, связанных с поведением сильно разреженного газа (инертного — «наилегчайшего химического элемента») в космическом пространстве, Д. И. Менделеев опирается на сведения, полученные астрономом А. А. Белопольским: «Инспектор Главной Палаты мер и весов, обязательно снабдил меня следующими результатами новейших исследований, в том числе и г. Белопольского». А далее он прямо ссылается на эти данные в своих выводах[29][30].
При всей гипотетической направленности исходных предпосылок этих исследований, основным и наиболее важным результатом в области физики, полученным благодаря им Д. И. Менделеевым, явился вывод уравнения идеального газа, содержащего универсальную газовую постоянную. Также очень важным, но несколько преждевременным, было предложенное Д. И. Менделеевым введение термодинамической шкалы температур.
Учёным также было избрано правильное направление для описания свойств реальных газов. Вириальные разложения, использованные им, соответствуют первым приближениям в известных сейчас уравнениях для реальных газов.
В разделе, имеющем отношение к исследованиям газов и жидкостей, Д. И. Менделеевым сделано 54 работы[1].
Учение о растворах[править | править исходный текст]
В 1905 году Д. И. Менделеев скажет: «Всего более четыре предмета составили моё имя, периодический закон, исследование упругости газов, понимание растворов как ассоциации и „Основы химии“. Тут моё богатство. Оно не отнято у кого-нибудь, а произведено мною…».
Н. А. Ярошенко. Д. И. Менделеев. 1886. Масло
На протяжении всей своей научной жизни Д. И. Менделеева не ослабевал его интерес к «растворной» тематике. Наиболее значительные его исследования в этой области относятся к середине 1860-х, а важнейшие — к 1880-м годам. Тем не менее, публикации учёного показывают, что и в другие периоды своего научного творчества он не прерывал изысканий, способствовавших созданию основы его учения о растворах. Концепция Д. И. Менделеева эволюционировала от весьма противоречивых и несовершенных первоначальных представлений о природе этого явления в неразрывной связи с развитием его идей в других направлениях, в первую очередь — с учением о химических соединениях.
Д. И. Менделеев показал, что правильное понимание растворов невозможно без учёта их химизма, отношения их к определённым соединениям (отсутствия грани между таковыми и растворами) и сложного химического равновесия в растворах — в разработке этих трёх неразрывно связанных аспектов заключается основное его значение. Однако сам Д. И. Менделеев никогда не называл свои научные положения в области растворов теорией — не сам он, а его оппоненты и последователи так именовали то, что он называл «пониманием» и «представлением», а труды настоящего направления — «попыткой осветить гипотетическим воззрением всю совокупность данных о растворах» — «…до теории растворов ещё далеко»; основное препятствие в её формировании учёный видел «со стороны теории жидкого состояния вещества».
Нелишним будет отметить, что, развивая это направление, Д. И. Менделеев, поначалу априорно выдвинув идею о температуре, при которой высота мениска будет нулевой, в мае 1860 года провёл серию опытов. При определённой температуре, которую экспериментатор назвал «абсолютной температурой кипения», нагретый в парафиновой ванне в запаянном объёме жидкий хлорид кремния (SiCl4) «исчезает», перейдя в пар. В статье, посвящённой исследованию, Д. И. Менделеев сообщает, что при абсолютной температуре кипения, полный переход жидкости в пар сопровождается уменьшением поверхностного натяжения и теплоты испарения до нуля. Эта работа — первое крупное достижение учёного.
Важен также тот факт, что теория растворов электролитов приобрела удовлетворительную направленность, только восприняв идеи Д. И. Менделеева, когда произошёл синтез гипотезы о существовании ионов в растворах электролитов с менделеевским учением о растворах.
Растворам и гидратам Д. И. Менделеевым посвящено 44 труда.[1][31]
Комиссия для рассмотрения медиумических явлений[править | править исходный текст]
Имевшие в середине XIX века немало сторонников в Западной Европе и Америке, к 1870-м годам получили некоторое распространение и в русской культурной среде — воззрения, подразумевающие поиск разрешения проблем непознанного в обращении к вульгарным формам мистицизма и эзотерики, в частности — к явлениям, именуемым с некоторых пор паранормальными, а в обыденном, лишённом наукообразия лексиконе — спиритуализмом, спиритизмом или медиумизмом.
Сам процесс спиритического сеанса преподносится адептами этих движений как момент восстановления нарушенного ранее временного единства материи и энергии и тем самым якобы подтверждается раздельное их существование. Д. И. Менделеев писал об основных «движителях» интереса к такого рода спекуляциям соприкосновением умопостигаемого и подсознательного[32][33].
« В этой связи древних суеверий с новым учением — весь секрет интереса к спиритизму. Разве стали бы столь много писать и говорить о любом другом учёном разноречии — не стой тут сзади дух, няня и, любезное многим, детство народов. »
В числе лидеров круга склонявшихся к правомочности такого понимания мироустройства были: выдающийся русский химик А. М. Бутлеров (в то время — сторонник теории «четвёртого» состояния материи, единомышленник убеждённого спиритуалиста У. Крукса), зоолог Н. П. Вагнер и известный публицист А. Н. Аксаков[32].
Первоначально попытку разоблачения спиритизма предприняли академик П. Л. Чебышев и профессор М. Ф. Цион, брат и сотрудник известного медика И. Ф. Циона, одного из учителей И. П. Павлова (сеансы с «медиумом» Юнгом). В середине 1870-х годов по инициативе Д. И. Менделеева молодое ещё Русское физическое общество выступило с резкой критикой спиритизма. 6 мая 1875 года было принято решение «создать комиссию по проверке всех „явлений“, сопровождающих спиритические сеансы»[32].
Опыты по изучению действий «медиумов», братьев Петти и госпожи Клейер, присланной У. Круксом по просьбе А. Н. Аксакова, начались весной 1875 года. В качестве оппонентов выступали А. М. Бутлеров, Н. П. Вагнер и А. Н. Аксаков. Первое заседание — 7 мая (председатель — Ф. Ф. Эвальд), второе — 8 мая. После этого работа комиссии была прервана до осени — третье заседание состоялось только 27 октября, а уже 28 октября педагог, деятель столичной думы Фёдор Фёдорович Эвальд, входивший в первый состав комиссии, пишет Д. И. Менделееву: «…чтение книг, составленных господином А. Н. Аксаковым и т. подобных увражей произвело на меня решительное отвращение ко всему, касающемуся до спиритизма, медиумизма тоже» — он устраняется от участия. На смену ему в работу комиссии, несмотря на большую педагогическую загруженность, были включены физики Д. К. Бобылёв и Д. А. Лачинов[32][33].
На разных этапах работы комиссии (весна 1875-го, осень — зима 1875—1876 годов) в её состав входили: Д. К. Бобылёв, И. И. Боргман, Н. П. Булыгин, Н. А. Гезехус, Н. Г. Егоров, А. С. Еленев, С. И. Ковалевский, К. Д. Краевич, Д. Лачинов, Д. Менделеев, Н. П. Петров, Ф. Ф. Петрушевский, П. П. Фан-дер-Флит, А. И. Хмоловский, Ф. Ф. Эвальд[33].
Комиссией был применён ряд методов и технологических приёмов, исключавших использование «магнитизёрами» физических закономерностей для манипуляций: пирамидальный и манометрический столики, устранение внешних факторов, препятствующих полноценному восприятию обстановки эксперимента, допускающих усиление иллюзий, искажение восприятие реальности. Результатом деятельности комиссии явилось выявление ряда специальных приёмов, вводящих в заблуждение, разоблачение очевидного обмана, констатация отсутствия каких бы то ни было эффектов при корректных условиях, препятствующих неоднозначному толкованию явления — спиритизм был признан следствием использования «медиумами» психологических факторов для управления сознанием обывателей — суеверием[33].
Работа комиссии и полемика вокруг предмета её рассмотрения вызвала живой отклик не только в периодике, которая в целом заняла сторону здравомыслия. Д. И. Менделеев, впрочем, в итоговом издании предостерегает журналистов от легкомысленного, однобокого и неправильного толкования роли и влияния суеверия. Свою оценку дали П. Д. Боборыкин, Н. С. Лесков, многие другие и, прежде всего, Ф. М. Достоевский. Критические замечания последнего в большей степени имеют отношение не к спиритуализму как таковому, противником которого сам он являлся, а к рационалистическим взглядам Д. И. Менделеева[33][34]. Ф. М. Достоевский указывает: «при „хотении верить“, хотению может быть дано новое оружие в руки». В начале 21-ого века этот упрек сохраняет силу: «Не буду углубляться в описание технических приемов, которые мы вычитали в ученых трактатах Менделеева … Применив некоторые из них на опыте, мы обнаружили, что можем установить особую связь с какими-то непостижимыми для нас, но совершенно реальными существами.»[35]
Подводя итог, Д. И. Менделеев указывает на различие, коренящееся в исходной нравственной позиции исследователя: в «добросовестном заблуждении» или сознательном обмане. Именно нравственные принципы он ставит во главу угла в общей оценке всех аспектов и самого феномена, его толкования и, в первую очередь, убеждений учёного, независимых от его непосредственной деятельности — и должен ли он их иметь вообще? В ответ на письмо «Матери семейства», обвинившей учёного в насаждении грубого материализма, он заявляет, что «готов служить, так или иначе, средством для того, чтобы было меньше грубых материалистов и ханжей, а побольше было бы людей истинно понимающих, что между наукою и нравственными началами существует исконное единство»[33].
« В назидание же «Матери семейства» прибавлю только следующую мысль, принадлежащую, если не ошибаюсь, Фрӧбелю[36]: спиритизм выражает недовольство, неудовлетворение отвлечёнными понятиями философии и нравственности; говоря о духах философы доказывали существование, бытие сверхъестественного мира, а спириты этот мир спустили на землю, показывают за грош, должны доказывать материальность духов. »
В творчестве Д. И. Менделеева эта тема, как и всё в круге его интересов, закономерно связана сразу с несколькими направлениями его научной деятельности: психология, философия, педагогика, популяризация знаний, исследование газов, воздухоплавание, метеорология и т. д.; то, что она лежит на этом пересечении, показывает и публикация, резюмирующая деятельность комиссии. В то время как исследование газов косвенно, через гипотезы о «мировом эфире», например, имеет отношение к «гипотетическим» же факторам, сопутствующим основной теме рассматриваемых мероприятий (в том числе колебания воздуха), указание на связь с метеорологией и воздухоплаванием может повлечь резонное недоумение. Однако они явились не случайно в этом перечне в виде смежных тем, «присутствуя» уже на титульном листе «Материалов», а слова из публичных чтений Д. И. Менделеева в Соляном городке лучше всего отвечают на вопрос о метеорологии:
« Как ни далеки кажутся два таких предмета, как спиритизм и метеорология, однако между ними существует некоторая связь, правда отдаленная. «Спиритическое учение есть суеверие», — как заключала Комиссия, рассматривавшая медиумические явления, — а метеорология борется и еще долго будет бороться с суевериями, господствующими по отношению к погоде. »
Воздухоплавание[править | править исходный текст]
Основная статья: Д. И. Менделеев и вопросы воздухоплавания
Большой привязной аэростат А. Жиффара, на котором Д. И. Менделеев поднимался в 1878 году, в Париже
Воздушный шар «Русский», на котором Д. И. Менделеев 7 августа 1887 года совершил полёт для наблюдения полного солнечного затмения
Занимаясь вопросами воздухоплавания, Д. И. Менделеев, во-первых, продолжает свои исследования в области газов и метеорологии, во-вторых — развивает темы своих работ, вступающих в соприкосновение с темами сопротивления среды и кораблестроения.
В 1875 году он разработал проект стратостата объёмом около 3600 м³ с герметической гондолой, подразумевающий возможность подъёма в верхние слои атмосферы (первый такой полёт в стратосферу осуществлён был О. Пикаром только в 1924 году). Д. И. Менделеев также спроектировал управляемый аэростат с двигателями. В 1878 году учёный, находясь во Франции, совершил подъём на привязном аэростате Анри Жиффара.
Летом 1887 года Д. И. Менделеев осуществил свой знаменитый полёт. Возможным стало это и благодаря посредству Русского технического общества в вопросах оснащения. Важную роль в подготовке этого мероприятия сыграли В. И. Срезневский и в особой степени изобретатель и аэронавт С. К. Джевецкий.[1][37]
Д. И. Менделеев, рассказывая об этом полёте, разъясняет почему РТО обратилось именно к нему с такой инициативой: «Техническое общество, предложив мне произвести наблюдения с аэростата во время полного солнечного затмения, хотело, конечно, служить знанию и видело, что это отвечает тем понятиям и роли аэростатов, какие ранее мною развивались»[1].
Обстоятельства подготовки к полёту ещё раз говорят о Д. И. Менделееве, как о блестящем экспериментаторе (здесь можно вспомнить о том, что он считал: «Профессор, который только читает курс, а сам не работает в науке и не двигается вперед, — не только бесполезен, но прямо вреден. Он вселит в начинающих мертвящий дух классицизма, схоластики, убьет их живое стремление»)[9]. Д. И. Менделеев был очень увлечён возможностью с аэростата впервые наблюдать солнечную корону во время полного затмения. Он предложил использовать для наполнения шара не светильный газ, а водород, который позволял подняться на большую высоту, что расширяло возможности наблюдения. И здесь снова сказалось сотрудничество с Д. А. Лачиновым, приблизительно в это же время разработавшим электролитический способ получения водорода, на широкие возможности использования которого Д. И. Менделеев указывает в «Основах химии».[37]
Естествоиспытатель предполагал, что изучение солнечной короны должно дать ключ к пониманию вопросов, связанных с происхождением миров. Из космогонических гипотез его внимание привлекла появившаяся в то время идея о происхождении тел из космической пыли: «Тогда солнце со всей его силой само оказывается зависящим от невидимо малых тел, носящихся в пространстве, и вся сила солнечной системы черпается из этого бесконечного источника и зависит только от организации, от сложения этих мельчайших единиц в сложную индивидуальную систему. Тогда „корона“, быть может, есть сгущённая масса этих мелких космических тел, солнце образующих и его силу поддерживающих». В сопоставлении с другой гипотезой — о происхождении тел солнечной системы из вещества солнца — он высказывает такие соображения: «Как ни противоположны на первый взгляд кажутся эти понятия, они так или иначе уложатся, помирятся — таково свойство науки, которая содержит выводы мысли, испытанные и проверенные. Надо только не довольствоваться одним уже установленным и узнанным, надо не окаменеть в нём, всё дальше и глубже, точнее и подробнее изучать все явления, могущия содействовать разъяснению этих коренных вопросов. „Корона“ этому изучению, конечно, во многом поможет».
Этот полёт привлёк внимание широкой общественности. Военное министерство предоставило воздушный шар «Русский» объёмом 700 м³. В Боблово 6 марта приезжает И. Е. Репин, и вслед за Д. И. Менделеевым и К. Д. Краевичем направляется в Клин. В эти дни им были сделаны зарисовки.
А. И. Менделеева. Портрет Д. И. Менделеева. 1885. Не закончен
7 августа на месте старта — пустыре на северо-западе города, близ Ямской слободы, несмотря на ранний час, собираются огромные толпы зрителей. С Д. И. Менделеевым должен был лететь пилот-аэронавт А. М. Кованько, но из-за прошедшего накануне дождя повысилась влажность, шар намок — двух человек поднять был не в состоянии. По настоянию Д. И. Менделеева его спутник вышел из корзины, предварительно прочитав учёному лекцию об управлении шаром, показав, что и как делать[38]. Менделеев отправился в полёт в одиночестве. Впоследствии он так комментировал свою решимость:
« ...Немалую роль в моём решении играло... то соображение, что о нас, профессорах и вообще учёных, обыкновенно думают повсюду, что мы говорим, советуем, но практическим делом владеть не умеем, что и нам, как щедринским генералам, всегда нужен мужик, для того чтобы делать дело, а иначе у нас всё из рук валится. Мне хотелось демонстрировать, что это мнение, быть может справедливое в каких-то других отношениях, несправедливо в отношении к естествоиспытателям, которые всю жизнь проводят в лаборатории, на экскурсиях и вообще в исследованиях природы. Мы непременно должны уметь владеть практикой, и мне казалось, что это полезно демонстрировать так, чтобы всем стала когда-нибудь известна правда вместо предрассудка. Здесь же для этого представлялся отличный случай. »
Аэростат не смог подняться так высоко, как требовали того условия предполагаемых экспериментов — солнце частично заслоняли облака. В дневнике исследователя первая запись приходится на 6 ч 55 м — по прошествии 20 минут после взлёта. Учёный отмечает показания анероида — 525 мм и температуру воздуха — 1,2°: «Пахнет газом. Сверху облака. Ясно кругом (то есть в уровне аэростата). Облако скрыло солнце. Уже три версты. Подожду самоопускания». В 7 ч 10—12 м: высота 3,5 версты, давление 510—508 мм по анероиду. Шар покрыл расстояние около 100 км, поднявшись на высоту в максимуме — до 3,8 км; пролетев над Талдомом в 8 ч 45 м, приблизительно в 9 ч начал снижаться. Между Калязином и Переславлем-Залесским, около деревни Спас-Угол (имение М. Е. Салтыкова-Щедрина) произошла успешная посадка. Уже на земле, в 9 ч 20 м, Д. И. Менделеев заносит в записную книжку показания анероида — 750 мм, температура воздуха — 16,2°. Во время полёта учёный устранил неисправность управления главным клапаном аэростата, что показало хорошее знание практической стороны воздухоплавания.
Медаль Академии аэростатической метеорологии, которой Д. И. Менделеев был награждён за свой полёт на аэростате «Русский» 7 августа 1887 года
Высказывалось мнение, что удачный полёт явился стечением счастливых случайных обстоятельств — аэронавт не мог с этим согласиться — повторив известные слова А. В. Суворова «счастье, помилуй Бог, счастье», он добавляет: «Да надо что-то и кроме него. Мне кажется, что всего важнее, кроме орудий спуска — клапана, гидрона, балласта и якоря, спокойное и сознательное отношение к делу. Как красота отвечает, если не всегда, то чаще всего высокой мере целесообразности, так удача — спокойному и до конца рассудительному отношению к цели и средствам».
Международный комитет по аэронавтике в Париже за этот полёт удостоил Д. И. Менделеева медали французской Академии аэростатической метеорологии.
Учёный оценивает этот свой опыт следующим образом: «Если бы мой полёт из Клина, ничего не прибавивший в отношении к знанию „короны“, послужил бы к возбуждению интереса метеорологических наблюдений с аэростатов внутри России, если бы он, кроме того, увеличил общую уверенность в том, что летать на аэростатах можно с удобством даже новичку, тогда бы я не напрасно летал по воздуху 7-го августа 1887 года».
Д. И. Менделеев проявлял большой интерес к летательным аппаратам тяжелее воздуха, он интересовался одним из первых самолётов с воздушными винтами, изобретённым А. Ф. Можайским. В фундаментальной монографии Д. И. Менделеева, посвящённой вопросам сопротивления среды, есть раздел о воздухоплавании; вообще же учёным на эту тему, сочетающую в его творчестве указанное направление исследований с развитием изучения в области метеорологии, написано 23 статьи.[1][7][37]
Кораблестроение. Освоение Крайнего Севера[править | править исходный текст]
Являя собой развитие исследований газов и жидкостей, труды Д. И. Менделеева по сопротивлению среды и воздухоплаванию находят продолжение в работах, посвящённых кораблестроению и освоению арктического мореплавания.
Эта часть научного творчества Д. И. Менделеева в наибольшей степени определяется его сотрудничеством с адмиралом С. О. Макаровым — рассмотрением научных сведений, полученных последним в океанологических экспедициях, их совместными трудами, связанными с созданием опытового бассейна, идея которого принадлежит Дмитрию Ивановичу, принимавшему активнейшее участие в этом деле на всех этапах его реализации — от решения проектных, технических и организационных мероприятий — до строительных, и связанных непосредственно с испытаниями моделей судов, после того как в 1894 году бассейн, наконец, был построен. Д. И. Менделеев с энтузиазмом поддерживал усилия С. О. Макарова, направленные на создание большого арктического ледокола.
Ледокол, сконструированный в начале XX века Д. И. Менделеевым. Модель по чертежам учёного выполнена под руководством А. И. Дубравина в 1969 году. Музей-архив Д. И. Менделеева (СПбГУ)
Когда в конце 1870-х годов Д. И. Менделеев занимался изучением сопротивления среды, им была высказана мысль о постройке опытового бассейна для испытания судов. Но только в 1893 году по просьбе управляющего морским министерством Н. М. Чихачёва учёный составляет записку «О бассейне для испытания судовых моделей» и «Проект положения о бассейне», где трактует перспективу создания бассейна как часть научно-технической программы, подразумевающей не только решение задач судостроения военно-технического и торгового профиля, но и дающей возможность осуществления научных исследований.
Занимаясь изучением растворов, Д. И. Менделеев в конце 1880-х — начале 1890-х годов проявляет большой интерес к результатам исследований плотности морской воды, которые были получены С. О. Макаровым в кругосветном плавании на корвете «Витязь» в 1887—1889 годах. Эти ценнейшие данные чрезвычайно высоко оценивал Д. И. Менделеев, включивший их в сводную таблицу величин плотности воды при разных температурах, которую он приводит в своей статье «Изменение плотности воды при нагревании».
Продолжая взаимодействия с С. О. Макаровым, начатые при разработке порохов для морской артиллерии, Д. И. Менделеев включается в организацию ледокольной экспедиции в Северный Ледовитый океан.
Выдвинутая С. О. Макаровым идея этой экспедиции нашла отклик у Д. И. Менделеева, видевшего в таком начинании реальный путь решения многих важнейших экономических проблем: связь Берингова пролива с другими русскими морями положила бы начало освоению Северного морского пути, что делало доступными районы Сибири и Крайнего севера.
« Ваша мысль блистательна, — пишет он С. О. Макарову, — и рано или поздно неизбежно выполнится и разовьётся в дело большого значения не только научно-географическое, но и в живую практику.[1] »
Инициативы были поддержаны С. Ю. Витте и уже осенью 1897 года правительство принимает решение об ассигновании постройки ледокола. Д. И. Менделеев был включён в состав комиссии, занимавшаяся вопросами, связанными с постройкой ледокола, из нескольких проектов которого был предпочтён предложенный английской фирмой. Первому в мире арктическому ледоколу, построенному на верфи Armstrong Whitworth, было дано имя легендарного покорителя Сибири — «Ермак», и 29 октября 1898 года он был спущен на воду на реке Тайн в Англии.
В 1898 году Д. И. Менделеев и С. О. Макаров обратились к С. Ю. Витте с докладной запиской «Об исследовании Северного Полярного океана во время пробного плавания ледокола „Ермак“», излагавшей программу экспедиции, планировавшейся к проведению летом 1899 года, в осуществление астрономических, магнитных, метеорологических, гидрологических, химических и биологических исследований.
Модель строящегося ледокола в опытовом судостроительном бассейне Морского министерства была подвергнута испытаниям, включавшем помимо определения скорости и мощности гидродинамическую оценку винтов и исследование остойчивости, сопротивления нагрузкам поперечной качке, для ослабления воздействий которой было внесено ценное техническое усовершенствование, предложенное Д. И. Менделеевым, и впервые применённое в новом корабле.
В 1901—1902 годах Д. И. Менделеев создал проект арктического экспедиционного ледокола. Учёным разработан высокоширотный «промышленный» морской путь, подразумевавший прохождение судов вблизи Северного полюса.
Теме освоения Крайнего Севера Д. И. Менделеевым посвящено 36 работ.[1]
Метрология[править | править исходный текст]
Менделеев был предтечей современной метрологии, в частности — химической метрологии. Он является автором ряда работ по метрологии. Создал точную теорию весов, разработал наилучшие конструкции коромысла и арретира, предложил точнейшие приёмы взвешивания.
Наука начинается с тех пор, как начинают измерять. Точная наука немыслима без меры.
Д. И. Менделеев
В 1893 году Д. И. Менделеев создаёт Главную палату мер и весов (ныне Всероссийский научно-исследовательский институт метрологии имени Д.И. Менделеева);
8 октября 1901 года по инициативе Дмитрия Ивановича Менделеева в Харькове была открыта первая на Украине поверочная палатка для выверки и клеймения торговых мер и весов. С этого события берёт начало не только история метрологии и стандартизации на Украине, но и более чем столетняя история ННЦ «Институт метрологии».
Пороходелие[править | править исходный текст]
Основная статья: Пироколлодийный порох
Существует ряд противоречивых мнений о работах Д. И. Менделеева, посвящённых бездымному пороху. Документальные сведения говорят о следующем их развитии.
В мая 1890 года от лица Морского министерства вице-адмирал Н. М. Чихачёв предложил Д. И. Менделееву «послужить научной постановке русского порохового дела», на что учёный, уже ушедший из университета, в письме выразил согласие и указал на потребность заграничной командировки с включением специалистов по взрывчатым веществам — профессора Минных офицерских классов И. М. Чельцова, и управляющего пироксилиновым заводом Л. Г. Федотова, — организации лаборатории взрывчатых веществ.[1]
В Лондоне Д. И. Менделеев встречался с учёными, у которых пользовался неизменным авторитетом: с Ф. Абелем (председатель Комитета по взрывчатым веществам, открывший кордит), Дж. Дьюаром (член комитета, соавтор кордита), У. Рамзаем, У. Андерсоном, А. Тилло и Л. Мондом, Р. Юнгом, Дж. Стоксом и Э. Франкландом. Посетив лабораторию У. Рамзая, — завод скорострельного оружия и пороха Норденфельда-Максима, где сам производил испытания, — полигон Вулвичского арсенала, он отмечает в записной книжке: «Бездымный порох: пироксилин+нитроглицерин+касторовое масло; тянут, режут чешуйки и проволочные столбики. Дали образцы…»). Далее — Париж. Французский пироксилиновый порох был строго засекречен (технология опубликована лишь в 1930-х годах). Встретился с Л. Пастером, П. Лекоком де Буабодраном, А. Муассаном, А. Ле Шателье, М. Бертло (один из руководителей работ по пороху), — со специалистами по взрывчатым веществам А. Готье и Э. Сарро (директор Центральной пороховой лаборатории Франции) и другими. Учёный обратился к Военному министру Франции Ш. Л. Фрейсине за допуском на заводы — через два дня Э. Сарро принял Д. И. Менделеева в своей лаборатории, показал испытание пороха; Арну и Э. Сарро дали «для личного пользования» образец (2 г), но состав и свойства его показали непригодность для крупнокалиберной артиллерии.[1]
В середине июля 1890 года в Санкт-Петербурге Д. И. Менделеев указал на необходимость лаборатории (открыта только летом 1891 года), а сам, с Н. А. Меншуткиным, Н. П. Фёдоровым, Л. Н. Шишковым, А. Р. Шуляченко, начал опыты в университетской. Осенью 1890-го на Охтинском заводе он участвовал в испытаниях бездымного пороха на различных типах оружия, — запросил технологию. В декабре Д. И. Менделеевым получена растворимая нитроклетчатка, а в январе 1891 — та, которая «растворяется, как сахар», названная им пироколлодием.[1][18]
Большое значение Д. И. Менделеев придавал промышленной и экономической стороне пороходелия, — использованию только отечественного сырья; изучил получение серной кислоты из местных колчеданов на заводе П. К. Ушкова в городе Елабуге Вятской губернии (где позднее в малом объёме и начали производить порох), — хлопчатобумажных «концов» с русских предприятий. Началось производство на Шлиссельбургском заводе под Санкт-Петербургом. Осенью 1892 года, с участием главного инспектора артиллерии морского флота адмирала С. О. Макарова, испытан пироколлодийный порох, получивший высокую оценку военных специалистов. За полтора года под руководством Д. И. Менделеева разработана технология пироколлодия — основы отечественного бездымного пороха, своими качествами превосходящего иностранные. После испытаний 1893 года адмирал С. О. Макаров подтвердил пригодность нового «бездымного зелья» для использования в орудиях всех калибров.[1][11]
Д. И. Менделеев был занят пороходелием до 1898 года. Привлечение Бондюжинского и Охтинского заводов, Морского пироксилинового завода в Санкт-Петербурге, вылилось в противостояние ведомственных и патентных интересов. С. О. Макаров, отстаивая приоритет Д. И. Менделеева, отмечает его «крупные услуги по решению вопроса о типе бездымного пороха» для
|
|
|
|
|
|
ABCDEFG
|
16.11.2013 в 21:21
|
|
Написал(а): H
|
положительный
|
Вселенная
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
External.svg
Эту страницу предлагается переименовать в Вселенная (астрономия).
Пояснение причин и обсуждение — на странице Википедия:К переименованию/6 ноября 2013.
Возможно, её текущее название не соответствует нормам современного русского языка и/или правилам именования статей Википедии.
Не снимайте пометку о выставлении на переименование до окончания обсуждения.
Дата постановки — 6 ноября 2013.
Переименовать в предложенное название, снять этот шаблон
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
Вселе́нная — строго не определяемое понятие астрономии и философии[комм. 1]. Оно делится на две принципиально отличающиеся сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения , их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведем здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей степенью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип. Суть которого в том, что наблюдатель независимо от места и направления в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.1.4.1 Λ < 0
4.1.4.2 Λ = 0
4.1.4.3 Λ > 0
4.2 Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология[править | править исходный текст]
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной[править | править исходный текст]
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излученных тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
Переходя к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается четкая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5-200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них, отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
В центре диаграммы представлены важные этапы эволюции одной звезды: от её формирования до смерти. Их ход малозависим от того, что происходит со всей галактикой в целом. Однако общее число вновь образующихся звёзд и их параметры подвержены значительному внешнему влиянию. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения[править | править исходный текст]
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далекие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как Кеки, VLT, БТА, Хаббл и строящиеся E-ELT и James Web. Также для выполнения первой задачи, необходимы и специализированные средства, такие как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и Планк.
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле больше чем у выше упомянутых инструментах SDSS и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети Мастер и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте Радиоастрон.
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube. KATRIN
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в оптическом диапазоне и радио., и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся, Спектр-УФ, IXO, Спектр-РГ, Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение[править | править исходный текст]
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений все более и более далеких объектов используется все более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, представляют для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса[править | править исходный текст]
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и Vr — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, λ — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а D — расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры[править | править исходный текст]
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «Период пульсации — Абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды.
Необходимо учитывать поглощение света пылью и её неоднородность распределения в пространстве.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль пункта зависимости «Период пульсации — Светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит и менялось расстояние, измеряемое подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но все же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia[править | править исходный текст]
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[15][10].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам[править | править исходный текст]
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 и y=η/η0 — угловые положения источника и изображения соответственно, с — скорость света, zl — красное смещение линзы, а ψ — потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам[править | править исходный текст]
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности, как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии[править | править исходный текст]
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона[править | править исходный текст]
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича[править | править исходный текст]
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация[править | править исходный текст]
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона[править | править исходный текст]
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z≈15-20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов[править | править исходный текст]
Лайман-альфа лес[править | править исходный текст]
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты[править | править исходный текст]
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. Так, с его помощью было установлено, что скопления галактик размером от 10 до 100 Мпк являются гравитационно связанными, тем самым являясь самыми крупными стабильными системами во Вселенной. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров[править | править исходный текст]
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков[править | править исходный текст]
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры[править | править исходный текст]
Изучение крупномасштабной структуры[править | править исходный текст]
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений[править | править исходный текст]
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов[править | править исходный текст]
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели[править | править исходный текст]
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
Зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории, янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая, алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной[править | править исходный текст]
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана[править | править исходный текст]
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла[править | править исходный текст]
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM[править | править исходный текст]
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения[править | править исходный текст]
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0[править | править исходный текст]
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0[править | править исходный текст]
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0[править | править исходный текст]
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)[править | править исходный текст]
Основная статья: Большой Взрыв
Теория большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной[править | править исходный текст]
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез[править | править исходный текст]
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва[править | править исходный текст]
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель[править | править исходный текст]
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшает
|
|
|
|
|
|
сматывайте с усов- вам намотали
|
16.11.2013 в 21:12
|
|
Написал(а): сматывайте с усов- вам намотали
|
положительный
|
Вселенная
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
External.svg
Эту страницу предлагается переименовать в Вселенная (астрономия).
Пояснение причин и обсуждение — на странице Википедия:К переименованию/6 ноября 2013.
Возможно, её текущее название не соответствует нормам современного русского языка и/или правилам именования статей Википедии.
Не снимайте пометку о выставлении на переименование до окончания обсуждения.
Дата постановки — 6 ноября 2013.
Переименовать в предложенное название, снять этот шаблон
Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результате Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного пути, пыль которого мешает наблюдениям
Космология
Ilc 9yr moll4096.png
Изучаемые объекты и процессы
Вселенная
История Вселенной
Наблюдаемая Вселенная
Возраст Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Формирование структуры
Реликтовое излучение
Тёмная энергия
Скрытая масса
Наблюдаемые процессы
Космологическое красное смещение
Расширение Вселенной
Формирование галактик
Закон Хаббла
Нуклеосинтез
Теоретические изыскания
Космологические модели
Космическая инфляция
Большой взрыв
Хронология Большого взрыва
Вселенная Фридмана
Сопутствующее расстояние
Модель Лямбда-CDM
Космология чёрной дыры
Космологический принцип
Космологическое уравнение состояния
Критическая плотность
Хронология космологии
Вселе́нная — строго не определяемое понятие астрономии и философии[комм. 1]. Оно делится на две принципиально отличающиеся сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной, или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.
Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое[1].
Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения , их теоретическая интерпретация и история становления.
Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведем здесь следующие:
Самый распространенный элемент — водород. Расширение Вселенной с хорошей степенью линейно до z ~ 0,1. Реликтовый фон флуктуирует на масштабах четвёртого порядка малости.
Температура реликтового фона зависит от z. Наличие Lα-леса в спектрах далеких объектов (квазаров) с z > 6. Наличие сильной неоднородности в распределении галактик на масштабах < 100 Мпк.
В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип. Суть которого в том, что наблюдатель независимо от места и направления в среднем обнаруживают одну и туже картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.
Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.
Содержание [убрать]
1 Этимология
2 Облик Вселенной
3 Наблюдения
3.1 Шкала расстояний и космологическое красное смещение
3.1.1 Метод тригонометрического параллакса
3.1.2 Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры
3.1.3 Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia
3.1.4 Метод определения расстояния по гравитационным линзам
3.1.5 Метод определения расстояния по красным гигантам
3.1.6 Проблемы и современные дискуссии
3.2 Изучение реликтового фона
3.2.1 Эффект Сюняева — Зельдовича
3.2.2 Поляризация
3.2.3 Флуктуации реликтового фона
3.3 Наблюдение далеких объектов
3.3.1 Лайман-альфа лес
3.3.2 Гравитационно-линзированные объекты
3.3.3 Наблюдения квазаров
3.3.4 Наблюдения гамма-всплесков
3.4 Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры
3.4.1 Изучение крупномасштабной структуры
3.4.2 Наблюдения звёздных скоплений
3.4.3 Наблюдения непроэволюционировавших объектов
4 Теоретические модели
4.1 Модель расширяющейся Вселенной
4.1.1 Модель Фридмана
4.1.2 Объяснение закона Хаббла
4.1.3 ΛCDM
4.1.4 Дальнейшая эволюция расширения
4.1.4.1 Λ < 0
4.1.4.2 Λ = 0
4.1.4.3 Λ > 0
4.2 Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)
4.2.1 Энтропия Вселенной
4.2.1.1 Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез
4.2.2 Проблемы теории Большого взрыва
4.3 Инфляционная модель
4.3.1 Мультивселенная
4.3.2 Альтернативы теории инфляции
4.4 Теория эволюции крупномасштабных структур
4.4.1 Общие положения
4.4.2 Эпоха до рекомбинации
4.4.3 После рекомбинации
4.4.4 Стадия доминирования тёмной энергии
4.4.5 Проблемы теории
4.5 Проблемы современных моделей
5 История открытия Вселенной
5.1 Древняя космография и ранняя астрономия
5.1.1 Цивилизации Азии и Средиземноморья
5.1.1.1 Месопотамия
5.1.1.2 Древний Египет
5.1.1.3 Древняя Греция
5.1.2 Цивилизации Северной и Южной Америк
5.1.2.1 Месоамерика
5.2 Средневековье
5.2.1 Европа
5.2.2 Исламский мир
5.2.3 Русь
5.3 Эпоха Возрождения (XV—XVI вв)
5.3.1 Раннее Возрождение (XV в)
5.3.2 Гелиоцентрическая система (вторая половина XVI в)
5.3.3 Позднее Возрождение (вторая половина XVI в)
5.4 Научная революция (XVII в)
5.5 XVIII—XIX вв.
5.6 XX век
6 См. также
7 Примечания
Этимология[править | править исходный текст]
В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєленаꙗ»[2], что является калькой древнегреческого слова «ойкумена»[3] (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν)[4].
Облик Вселенной[править | править исходный текст]
Химический состав[5] Средняя температура реликтового излучения Плотность материи во вселенной[6] Уравнение состояния[6]
H — 75 %
He — 23 %
O — 1 %
C — 0,5 % 2,725 К 10−29г/см3. Из них:
Темная энергия — 74 %
Темная материя — 22 %
Барионное вещество — 4 % -1.1±0.4
Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.
Расширение Вселенной
Однако Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной.
Второе же явление это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас из-за расширения Вселенной из видимого диапазона большинство излученных тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.
Иерархия масштабов во Вселенной
Переходя к масштабам меньше 100 Мпк обнаруживается четкая ячеистая структура. Внутри ячеек пустота — войды. А стенки образованы из сверхскоплений галактик. Эти сверскопления — верхний уровень целой иерархии, затем идут скопления галактик, потом локальные группы галактик, а самый нижний уровень (масштаб 5-200 кпк) — это огромное многообразие самых различных объектов. Конечно, все они — галактики, но все они различны: это и линзовидные, неправильные, эллиптические, спиральные, с полярным кольцами, с активными ядрами и т. д.
Из них, отдельно стоит упомянуть квазары, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд. Болометрическая светимость квазаров может достигать 1046 — 1047 эрг/с[7].
Переходя к составу галактики мы обнаруживаем: темную материю, космические лучи, межзвездный газ, шаровые скопления, рассеянные скопления, двойные звезды, звездные системы больше кратности, сверхмассивные черные дыры и черные дыры звездной массы, и, наконец, одиночные звезды разного населения.
Их индивидуальная эволюция и взаимодействие друг с другом порождает множество явлений. Так предполагается, что источником энергии у упомянутых уже квазаров служит аккреция межзвездного газа на сверхмассивную центральную чёрную дыру.
Отдельно стоит упомянуть и о гамма-всплесках — это внезапные кратковременные локализуемые повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[8]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-диапазоне достигает 1050 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c. Такие яркие вспышки видны из самых далеких уголков Вселенной, так у GRB 090423 красное смещение z = 8,2.
Сложнейшим комплексом, включающим в себя множество процессов, является эволюция галактики[9]:
Process in)galaxy.png
В центре диаграммы представлены важные этапы эволюции одной звезды: от её формирования до смерти. Их ход малозависим от того, что происходит со всей галактикой в целом. Однако общее число вновь образующихся звёзд и их параметры подвержены значительному внешнему влиянию. Процессы, масштабы которых сравнимы или больше размера галактики (на диаграмме это все остальные, не вошедшие в центральную область), меняют морфологическую структуру, темп звездообразования, а значит и скорость химической эволюции, спектр галактики и так далее.
Наблюдения[править | править исходный текст]
Описанное выше многообразие порождает целый спектр задач наблюдательного характера. В одну группу можно включить изучение отдельных феноменов и объектов, а это:
Феномен расширения. А для этого нужно измерять расстояния и красные смещения и как можно более далеких объектов. При ближайшем рассмотрении это выливается в целый комплекс задач, называемый шкалой расстояний.
Реликтовый фон.
Отдельные удаленные объекты, как квазары и гамма-всплески.
Далекие и старые объекты излучают мало света и необходимы гигантские телескопы, такие как Кеки, VLT, БТА, Хаббл и строящиеся E-ELT и James Web. Также для выполнения первой задачи, необходимы и специализированные средства, такие как Hipparcos и разрабатывающаяся Gaia.
Как было сказано излучение реликтового лежит в микроволновом диапазоне длин волн, следовательно для его изучения необходимы радионаблюдения и, желательно, космическими телескопами, такими как WMAP и Планк.
Уникальные особенности гамма-всплесков требуют не только гамма-лабораторий на орбите, наподобие SWIFT, но и необычных телескопов — робот-телескопов — чье поле больше чем у выше упомянутых инструментах SDSS и способных наблюдать в автоматическом режиме. Примерами таких систем может служить телескопы российской сети Мастер и российско-итальянский проект Tortora.
Предыдущие задачи — это работа по отдельным объектам. Совсем иной подход требуется для:
Изучения крупномасштабной структуры Вселенной.
Изучение эволюцию галактик и процессов её составляющие. Таким образом нужны наблюдения как можно более старых объектов и как можно в большем числе.
С одной стороны необходимы массовые, обзорные наблюдения. Это вынуждает использовать телескопы с широким полем, например, такие, как в проекте SDSS. С другой стороны требуется детализация, на порядки превышающая надобности большинства задач предыдущей группы. А это возможно только с помощью РСДБ-наблюдений, с базой в диаметр Земли, или ещё больше как эксперименте Радиоастрон.
Отдельно стоит выделить поиск реликтовых нейтрино. Для её решения необходимо задействовать специальные телескопы — нейтринные телескопы и нейтринные детекторы, — такие как Баксанский нейтринный телескоп, Байкальский подводный, IceCube. KATRIN
Одно изучение гамма-всплесков, да реликтового фона свидетельствует о том, что только оптическим участком спектра тут не обойтись. Однако атмосфера Земли имеет всего два окна прозрачности: в оптическом диапазоне и радио., и поэтому без космических обсерваторий не обойтись. Из ныне действующих в пример тут приведем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель. В разработке находятся, Спектр-УФ, IXO, Спектр-РГ, Astrosat и многие другие.
Шкала расстояний и космологическое красное смещение[править | править исходный текст]
Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
Измерение расстояния в астрономии - многоступенчатый процесс. И основная сложность заключается в том, что наилучшие точности у разных методах достигаются на разных масштабах. Поэтому для измерений все более и более далеких объектов используется все более и более длинная цепочка методов, каждый из которых опирается на результаты предыдущего.
В основании всех эти цепочек лежит метод тригонометрического параллакса - базовый, единственный где расстояние измеряется геометрически, с минимальным привлечением допущений и эмпирических закономерностей. Прочие методы, в большинстве своем, представляют для измерения расстояния используют стандартную свечу - источник с известной светимостью. И расстояние до него можно вычислить[10]:
D^2=\frac{L}{4\pi F}
где D - искомое расстояние, L — светимость, а F - измеренный световой поток.
Метод тригонометрического параллакса[править | править исходный текст]
Схема возникновения годичного параллакса
Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой[11].
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как[11]:
D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} ,
где D - искомое расстояние, R - радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звезд сопряжено со значительными техническими трудностями.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения[12]:
D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},
где μ и Vr — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, λ — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а D — расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[11].
Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры[править | править исходный текст]
На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[11]. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.
Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:
Для цефеид существует хорошая зависимость «Период пульсации — Абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет M_{RR}\approx0.78^m[11].
Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:
Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды.
Необходимо учитывать поглощение света пылью и её неоднородность распределения в пространстве.
Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль пункта зависимости «Период пульсации — Светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит и менялось расстояние, измеряемое подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но все же зависит от концентрации тяжелых элементов.
Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia[править | править исходный текст]
Кривые блеска различных сверхновых.
Вспышка сверхновой - колоссальный взрывной процесс, происходящий по всему телу звезды,при этом выделившейся энергии лежит в диапазоне от 1050 — 1051 эрг[13]. А также сверхновые типа Ia имеют одинаковую светимость в максимуме блеска. Вместе это позволяет измерять расстояния до очень далеких галактик.
Именно благодаря им в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускорение расширения Вселенной[14]. На сегодняшний день факт ускорения почти не вызывает сомнений, однако, по сверхновым невозможно однозначно определить его величину: всё ещё крайне велики ошибки для больших z[15][10].
Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам относят[16]:
Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не боллометрическая интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определенном спектральном диапазоне приемника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учета этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разнымиобсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т.п.
Раньше считалось, что все сверхновые Ia - это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.
Метод определения расстояния по гравитационным линзам[править | править исходный текст]
Геометрия гравитационного линзирования
Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причём их может быть несколько. Это явление называется гравитационным линзированием. Если линзируемый объект — переменный, и наблюдается несколько его изображений, это открывает возможность измерения расстояний, так как между изображениями будут различные временны́е задержки из-за распространения лучей в разных частях гравитационного поля линзы (эффект аналогичен эффекту Шапиро в Солнечной системе).[17]
Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ0=Dl и η0=ξ0Ds/Dl (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[17]:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|\frac{1}{2}((x_j-y)^2-(x_i-y)^2) + \psi(x_i, y)-\psi(x_j, y)\right|
где x=ξ/ξ0 и y=η/η0 — угловые положения источника и изображения соответственно, с — скорость света, zl — красное смещение линзы, а ψ — потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:
\Delta t=\frac{1}{c}\frac{D_sD_l}{D_{ls}}(1+z_l)\left|x_i-x_j\right|.
Однако, на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H0 по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с Мпк)[18].
Метод определения расстояния по красным гигантам[править | править исходный текст]
Ярчайшие красные гиганты имеют одинаковую абсолютную звёздную величину −3.0m±0.2m[19], а значит, подходят на роль стандартных свеч. Наблюдательно первым этот эффект обнаружил Сендидж в 1971 году. Предполагается, что эти звёзды либо находятся на верхней точке первого подъёма ветви красных гигантов звёзд малой массы (меньше солнечной), либо лежат на асимптотической ветви гигантов.
Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности, как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения[19]:
Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют Собелевский фильтр. Начало провала — искомая точка поворота. Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако, по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звездных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:
\xi(m)\propto 10^{am},
где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия[19].
Проблемы и современные дискуссии[править | править исходный текст]
Одной из проблем является неопределённость в значении постоянной Хаббла и её изотропии. Одна группа исследователей утверждает, что значение постоянной Хаббла флуктуирует на масштабах 10-20°[20]. Возможных причин этому явлению несколько:
Реальный физический эффект — в таком случае космологическая модель должна быть кардинально пересмотрена;
Стандартная процедура усреднения ошибок некорректна[21].
Это также ведет к пересмотру космологической модели, но возможно, не такой значительной[22]. В свою очередь, многие другие обзоры и их теоретическая интерпретация не показывают анизотропии, превышающей локально обусловленную ростом неоднородности, в которую входит и наша Галактика, в изотропной в целом Вселенной[23][24][25][26].
Изучение реликтового фона[править | править исходный текст]
Спектр реликтового излучения
Информация, которую возможно получить, наблюдая реликтовый фон, крайне разнообразна: примечателен сам факт существования реликтового фона. Если Вселенная существовала вечно, то неясна причина его существования — массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на начальных этапах её становления.[27]
На сегодняшний день доминирует мнение, что реликтовое излучение — это излучение, высвободившееся в момент образовании атомов водорода. До этого излучение было заперто в веществе, а вернее, в том, что тогда оно из себя представляло — плотной горячей плазме.
Метод анализа реликтового фона на этом предположении и базируется. Если мысленно проследить путь каждого фотона, то получится, что поверхность последнего рассеяния — сфера, тогда колебания температуры удобно разложить в ряд по сферическим функциям[27]:
\delta T(\theta,\phi)=\sum_{l=2}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi)
где a_{lm} — коэффициенты, называемые мультипольными, а Y_{lm} — сферические гармоники. Получающаяся информация довольно разнообразна.
Различная информация заложена также и в отклонениях от чернотельного излучения. Если отклонения масштабны и систематичны, то наблюдается эффект Сюняева — Зельдовича, малые же флуктуации обусловлены флуктуациями вещества на ранних стадиях развития Вселенной.
Особо ценную информацию о первых секундах жизни Вселенной (в частности, о стадии инфляционного расширения) несёт поляризация реликтового фона.
Эффект Сюняева — Зельдовича[править | править исходный текст]
Основная статья: Эффект Сюняева — Зельдовича
Если фотоны реликтового фона на своём пути встречают горячий газ скоплений галактик, то в ходе рассеяния за счёт обратного эффекта Комптона фотоны будут разогреваться (то есть увеличат частоту), забирая часть энергии у горячих электронов. Наблюдательно это будет проявляться снижением потока реликтового излучения в направлении крупных скоплений галактик в длинноволновой области спектра.
С помощью этого эффекта можно получить информацию[28]:
о давлении горячего межгалактического газа в скоплении, а, возможно, и о самой массе скопления;
о скорости скопления вдоль луча зрения (из наблюдений на разных частотах);
о величине постоянной Хаббла H0, с привлечением наблюдений в гамма-диапазоне.
При достаточном количестве наблюдаемых скоплений можно определить и общую плотность Вселенной Ω.
Поляризация[править | править исходный текст]
Карта поляризации реликтового излучения по данным WMAP
Поляризация реликтового излучения могла возникнуть только в эпоху просветления. Так как рассеяние томпсоновское, то реликтовое излучение линейно поляризовано. Соответственно, параметры Стокса Q и U, характеризующие линейные параметры, отличны, а параметр V равен нулю. Если интенсивность можно разложить по скалярным гармоникам, то поляризацию можно разложить по так называемым спиновым гармоникам[27]:
Q+iU=\sum_{l,m}a_{lm}^{\pm2}Y_{lm}^{\pm2}(\theta, \phi)
Выделяются E-мода (градиентная составляющая) и B-мода (роторная составляющая)[29].
a_{lm}^E=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right)
a_{lm}^B=\frac{1}{2}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right)
E-мода может появляться при прохождении излучения через неоднородную плазму вследствие томпсоновского рассеяния. B-мода, максимальная амплитуда которой достигает всего лишь 0,1 \mu K, возникает лишь при взаимодействии с гравитационными волнами.
B-мода является признаком инфляции Вселенной и определяется плотностью первичных гравитационных волн. Наблюдение B-моды является сложной задачей вследствие неизвестного уровня шума для этой компоненты реликтового излучения, а также за счёт того, что B-мода смешивается слабым гравитационным линзированием с более сильной E-модой[30].
На сегодняшний день поляризация обнаружена, её величина на уровне в несколько \mu K (микрокельвинов). Причем зарегистрирована только E-мода, B-мода не наблюдается.
Флуктуации реликтового фона[править | править исходный текст]
После удаления фоновых источников, постоянной составляющей дипольной и квадрупольной гармоник, остаются только разбросанные по небу флуктуации, разброс амплитуды которых лежит в диапазоне от −15 до 15 μK[6].
Для сравнение с теоретическими данным сырые данные приводятся к вращательно-инвариантной величине[27]:
C_l=\frac{1}{2l+1}\sum_{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^2
«Спектр» же строят для величины l(l+1)Cl/2π, из которого получают важные для космологии выводы. К примеру, по положению первого пика можно судить о полной плотности Вселенной, а по его величине — содержание барионов.
Так из совпадения кросс-корреляции между анизотропией и E-модой поляризации с теоретическими предсказанными для малых углов (θ<5°) и значительного расхождения в области больших можно сделать о наличии эпохи рекомбинации на z≈15-20.
Так как флуктуации гауссовы, то можно использовать метод марковских цепей для построения поверхности максимального правдоподобия. В целом обработка данных по реликтовому фону это целый комплекс программ. Однако, как итоговый результат, так и используемые предположения и критерия вызывают дискуссию. Различными группами показано, отличие распределения флуктуаций от гауссова, зависимость карты распределений от алгоритмов его обработки[31][32][33].
Неожиданным результатом стало аномальное распределение на больших масштабах(от 6° и больше). Качество последних подтверждающих данных, полученные на космической обсерватории имени Планка, исключают ошибки измерений. Возможно, они вызваны ещё не обнаруженным и не исследованным явлением[34].
Наблюдение далеких объектов[править | править исходный текст]
Лайман-альфа лес[править | править исходный текст]
Основная статья: Лайман-альфа лес
В спектрах некоторых далеких объектов можно наблюдать большое скопление сильных абсорбционных линий на малом участке спектра (т. н. лес линий). Эти линии отождествляются как линии серии Лаймана, но имеющие разные красные смещения.
Облака нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановского предела. Излучение, изначально коротковолновое, на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравнивается с этим «лесом». Сечение взаимодействия очень большое и расчёт показывает, что даже малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большого поглощения в непрерывном спектре.
При большом количестве облаков нейтрального водорода на пути света, линии будто настолько близко друг к другу, что на довольно широком интервале в спектре образуется провал. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована и нейтрального водорода мало. Подобный эффект носит названия эффекта Гана-Петерсона.
Эффект наблюдается в квазарах с красным смещением z > 6. Отсюда делается вывод, что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z ≈ 6[35][36].
Гравитационно-линзированные объекты[править | править исходный текст]
Основная статья: Гравитационная линза
К эффектам, наблюдения которых возможны также для любого объекта (даже не важно, чтобы он был далеким), необходимо отнести и эффект гравитационного линзирования. В прошлом разделе было указано, что с помощью гравитационного линзирования строят шкалу расстояний, это вариант так называемого сильного линзирования, когда угловое разделение изображений источника можно непосредственно наблюдать. Однако существует ещё и слабое линзирование, с его помощью можно исследовать потенциал изучаемого объекта. Так, с его помощью было установлено, что скопления галактик размером от 10 до 100 Мпк являются гравитационно связанными, тем самым являясь самыми крупными стабильными системами во Вселенной. Также выяснилось, что обеспечивает эту стабильность масса, проявляющаяся только в гравитационном взаимодействии — тёмная масса или, как её называют в космологии, тёмная материя[37][38].
Наблюдения квазаров[править | править исходный текст]
Природа квазара
Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области излучения. По современным представлениям, аккреция этого газа на чёрную дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжёлых элементов, а значит и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из линзируемых квазаров были обнаружены линии воды[39].
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне, на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике, случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика со сверхсолнечной металличностью[40].
Также важным результатом применения данного метода, правда не в радио-, а в оптическом диапазоне, являются измерения первичного обилия дейтерия. Современное значение обилия дейтерия, полученное по таким наблюдениям, составляет D/H_p\approx 3\cdot 10^{-5}[41].
С помощью квазаров получены уникальные данные о температуре реликтового фона на z ≈ 1,8 и на z = 2,4. В первом случае исследовались линии сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T ≈ 7,5 К (предполагаемая температура реликтового фона на тот момент) играют роль накачки, обеспечивая инверсную заселённость уровней[42]. Во втором случае обнаружили линии молекулярного водорода H2, дейтерида водорода HD, а также молекулы оксида углерода СО, по интенсивности спектра которой как раз и измерили температуру реликтового фона, она с хорошей точностью совпала с ожидаемым значением[43].
Ещё одно достижение, состоявшееся благодаря квазарам — оценка темпа звездообразования на больших z. Сначала, сравнивая спектры двух различных квазаров, а потом сравнивая отдельные участки спектра одного и того же квазара, обнаружили сильный провал на одном из UV участков спектра[44]. Столь сильный провал мог быть вызван только большой концентрацией пыли, поглощающей излучение. Ранее пыль пытались обнаружить по спектральным линиям, но выделить конкретные серии линий, доказывающее, что это именно пыль, а не примесь тяжёлых элементов в газе, не удавалось. Именно дальнейшее развитие этого метода позволило оценить темп звёздообразования на z от ~ 2 до ~ 6[45].
Наблюдения гамма-всплесков[править | править исходный текст]
Популярная модель возникновения гамма-всплеска
Гамма-всплески — уникальное явление, и общепризнанного мнения о его природе не существует. Однако подавляющее большинство учёных соглашается с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звёздной массы[46].
Уникальные возможности применения гамма-всплесков для изучения структуры Вселенной состоят в следующем[46]:
Так как прародителем гамма-всплеска является объект звёздной массы, то и проследить гамма-всплески можно на большее расстояние, нежели квазары, как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и из-за малой массы чёрной дыры квазара, а значит и меньшей его светимости на тот период времени.
Спектр гамма-всплеска — непрерывный, то есть не содержит спектральных линий. Это означает, что самые далёкие линии поглощения в спектре гамма-всплеска — это линии межзвёздной среды родительской галактики. Из анализа этих спектральных линий можно получить информацию о температуре межзвёздной среды, её металличности, степени ионизации и кинематике.
Гамма-всплески дают чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации, так как их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни источника.
Если послесвечение гамма-всплеска в радиодиапазоне достаточно сильное, то по линии 21 см можно судить о состоянии различных структур нейтрального водорода в межгалактической среде вблизи от галактики-прародителя гамма-всплеска.
Детальное изучение процессов формирования звёзд на ранних этапах развития Вселенной с помощью гамма-всплесков сильно зависит от выбранной модели природы явления, но если набрать достаточную статистику и построить распределения характеристик гамма-всплесков в зависимости от красного смещения, то, оставаясь в рамках довольно общих положений, можно оценить темп звёздообразования и функцию масс рождающихся звёзд[46].
Если принять предположение, что гамма-всплеск — это взрыв сверхновой звезды населения III, то можно изучать историю обогащения Вселенной тяжёлыми металлами.
Также гамма-всплеск может служить указателем на очень слабую карликовую галактику, которую трудно обнаружить при «массовом» наблюдении неба.
Серьезной проблемой для наблюдения гамма-всплесков в общем и применимости их для изучения Вселенной, в частности, является их спорадичность и краткость времени, когда послесвечение всплеска, по которому только и можно определить расстояние до него, можно наблюдать спектроскопически.
Изучение эволюции Вселенной и её крупномасштабной структуры[править | править исходный текст]
Изучение крупномасштабной структуры[править | править исходный текст]
Данные о крупномасштабной структуре 2df обзора
Первым способом изучения крупномасштабной структуры Вселенной, не потерявший своей актуальности, стал так называемый метод «звёздных подсчётов» или метод «звёздных черпков». Суть его в подсчёте количества объектов в различных направлениях. Применён Гершелем в конце XVIII века, когда о существовании далеких космических объектов только догадывались, и единственными объектами, доступными для наблюдений, были звёзды, отсюда и название. Сегодня, естественно, считают не звёзды, а внегалактические объекты (квазары, галактики), и помимо выделенного направления строят распределения по z.
Крупнейшими источниками данных о внегалактических объектах являются отдельные наблюдения конкретных объектов, обзоры типа SDSS, APM, 2df, а также компилятивные базы данных, такие как Ned и Hyperleda. Например, в обзоре 2df охват неба составлял ~ 5 %, среднее z — 0,11 (~ 500 Мпк), количество объектов — ~ 220 000.
Уже на представленном рисунке можно видеть, что галактики расположены в пространстве неоднородно на малых масштабах. После более детального рассмотрения обнаруживается, что пространственная структура распределения галактик — ячеистая: узкие стенки с шириной, определяемой величиной скоплений и сверхскоплений галактик, а внутри этих ячеек — пустоты, так называемые войды[38].
Доминирующим является мнение, что при переходе к масштабам сотен мегапарсек ячейки складываются и усредняются, распределение видимого вещества становится однородным[47][48]. Однако однозначность в этом вопросе пока не достигнута: применяя различные методики некоторые исследователи приходят к выводам об отсутствии однородности распределения галактик вплоть до самых больших исследованных масштабов[49][50]. Вместе с тем, неоднородности в распределении галактик не отменяют факта высокой однородности Вселенной в начальном состоянии, выводимого из высокой степени изотропии реликтового излучения.
Вместе с этим установлено, что распределения количества галактик по красному смещению имеет сложный характер. Зависимость для разных объектов различна. Однако для всех них характерно наличие нескольких локальных максимумов[51][52][53]. С чем это связано — пока не совсем понятно.
До последнего времени не было ясности в том, как эволюционирует крупномасштабная структура Вселенной. Однако работы последнего времени показывают, что первыми сформировались крупные галактики, и только потом уже мелкие (так называемый downsizing-эффект)[54][55].
Наблюдения звёздных скоплений[править | править исходный текст]
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
Главное свойство шаровых скоплений для наблюдательной космологии — много звёзд одного возраста в небольшом пространстве. Это значит, что если каким-то способом измерено расстояние до одного члена скопления, то различие в расстоянии до других членов скопления пренебрежимо мало.
Одновременное формирование всех звёзд скопления позволяет определить его возраст: опираясь на теорию звёздной эволюции, строятся изохроны на диаграмме «цвет — звёздная величина», то есть кривые равного возраста для звёзд различной массы. Сопоставляя их с наблюдаемым распределением звёзд в скоплении, можно определить его возраст.
Метод имеет ряд своих трудностей. Пытаясь их решить, разные команды, в разное время получали разные возраста для самых старых скоплений, от ~8 млрд лет[56], до ~ 25 млрд лет[57].
В галактиках шаровые скопления, входящие в старую сферическую подсистему галактик, содержат множество белых карликов — остатков проэволюционировавших красных гигантов относительно небольшой массы. Белые карлики лишены собственных источников термоядерной энергии и излучают исключительно за счёт излучения запасов тепла. Белые карлики имеют приблизительно одинаковую массу звёзд-предшественниц, а значит — и приблизительно одинаковую зависимость температуры от времени. Определив по спектру белого карлика его абсолютную звёздную величину на данный момент и зная зависимость время—светимость при остывании, можно определить возраст карлика[58]
Однако данный подход связан как с большими техническими трудностями, — белые карлики крайне слабые объекты, — необходимо крайне чувствительные инструменты, чтоб их наблюдать. Первым и пока единственным телескопом, на котором возможно решение данной задачи является космический телескоп им. Хаббла. Возраст самого старого скопления по данным группы, работавшей с ним: 12,7\pm0,7 млрд лет[58], однако, результат оспаривается. Оппоненты указывают, что не были учтены дополнительные источники ошибок, их оценка 12,4^{+1,8}_{-1,5} млрд лет[59].
Наблюдения непроэволюционировавших объектов[править | править исходный текст]
NGC 1705 — галактика типа BCDG
Объекты, фактически состоящие из первичного вещества, дожили до нашего времени благодаря крайне малому темпу их внутренней эволюции. Это позволяет изучать первичный химический состав элементов, а также, не сильно вдаваясь в подробности и основываясь на лабораторных законах ядерной физики, оценить возраст подобных объектов, что даст нижний предел на возраст Вселенной в целом.
К такому типу можно отнести: звёзды малой массы с низкой металличностью (так называемые G-карлики), низкометалличные области HII, а также карликовые неправильные галактики класса BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).
Согласно современным представлениям, в ходе первичного нуклеосинтеза должен был образоваться литий. Особенность это элемента заключается в том, что ядерные реакции с его участием начинаются при не очень больших, по космическим масштабам, температурах. И в ходе звездной эволюции изначальный литий должен был быть практически полностью переработан. Остаться он мог только у массивных звезд населения типа II. Такие звёзды имеют спокойную, не конвективную атмосферу, благодаря чему литий остаётся на поверхности, не рискуя сгореть в более горячих внутренних слоях звезды.
В ходе измерений, обнаружилось, что у большинства таких звезд обильность лития составляет[60]:
A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.
Однако есть ряд звезд, в том числе и сверхнизкометалличные, у которых обильность значительность ниже. С чем это связано, до конца не ясно, предполагается, что это как-то связано с процессами в атмосфере[61].
У звезды CS31082-001, принадлежащей звёздному населению типа II, были обнаружены линии и измерены концентрации в атмосфере тория и урана. Эти два элемента имеют различный период полураспада, поэтому со временем их соотношение меняется, и если как-то оценить первоначальное соотношение обильностей, то можно определить возраст звезды. Оценить можно двояким способом: из теории r-процессов, подтверждённой как лабораторными измерениями, так и наблюдениями Солнца; или можно пересечь кривую изменения концентраций за счёт распада и кривую изменения содержания тория и урана в атмосферах молодых звёзд за счёт химической эволюции Галактики. Оба метода дали схожие результаты: 15,5±3,2[62] млрд лет получены первым способом, 14{,}5^{-2{,}8}_{+2{,}2}[63] млрд лет — вторым.
Слабо металличные BCDG-галактикам (всего их существует ~10) и зоны HII — источники информации по первичному обилию гелия. Для каждого объекта из его спектра определяется металличность (Z) и концентрация He (Y). Экстраполируя определённым образом диаграмму Y-Z до Z=0, получают оценку первичного гелия.
Итоговое значения Yp разнится от одной группы наблюдателей к другой и от одного периода наблюдений к другому. Так, одна, состоящая из авторитетнейших специалистов в этой области: Изотова и Тхуан (Thuan) получили значение Yp=0,245±0,004[64] по BCDG-галактикам, по HII — зонам на данный момент (2010) они остановились на значении Yp=0,2565±0,006[65]. Другая авторитетная группа во главе с Пеймберт (Peimbert) получали также различные значения Yp, от 0,228±0,007 до 0,251±0,006[66].
Теоретические модели[править | править исходный текст]
Из всего множества наблюдательных данных для построения и подтверждения теорий ключевыми являются следующие:
Все наблюдения, связанные со шкалой расстояний. Именно их результаты дают значения постоянной Хаббла H, в законе носящим его имя:
cz=H_0 D,,
где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, c — скорость света.
Возраст Вселенной, получаемый из закона расширения должен быть строго больше возраста самых старых объектов. (К примеру, из наблюдений звездных скоплений )
Измерения первоначального обилия элементов. (К примеру, из наблюдений BCDG-галактик и G-карликов ).
Данные реликтового фона.
Данные об эволюции крупномасштабных структур. (Помимо непосредственных наблюдений структуры, источники данных могут быть самые разнообразные от наблюдений отдельных объектов до реликтового фона).
Их интерпретация начинается с постулата, утверждающего, что каждый наблюдатель в один и тот же момент времени, независимо от места и направления наблюдения обнаруживает в среднем одну и ту же картину. То есть на больших масштабах Вселенная пространственно однородна и изотропна. Заметим, данное утверждение не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям.
Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.
В общем случае для построения моделей применяются следующие теории и разделы физики:
Равновесная статистическая физика, её основные понятия и принципы, а также теория релятивистского газа.
Теория гравитации, обычно это ОТО. Хотя её эффекты проверены только в масштабах Солнечной системы[67][68], и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению.
Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы[69], чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают.
На данный момент, комплекс моделей, наилучшим образом объясняющий наблюдательные данные является:
Теория Большого Взрыва.
Описывает химический состав Вселенной. Теория стадии инфляции.
Объясняет причину расширения. Модель расширения Фридмана.
Описывает расширение. Иерархическая теория.
Описывает крупномасштабную структуру.
Зелёный цвет означает абсолютно доминирующие теории, янтарный — признана многими, но широко обсуждаемая, алый — испытывающая большие проблемы в последнее время, но поддерживаемая многими теоретиками.
Модель расширяющейся Вселенной[править | править исходный текст]
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации.
Если изотропно расширяющуюся среду рассматривать в системе координат, жестко связанной с материей, то расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.
Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.
Модель Фридмана[править | править исходный текст]
Основная статья: Вселенная Фридмана
Стадия Эволюция a(\eta) Параметр Хаббла
Инфляционная a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}\frac{\rho_{vac}}{M^2_{pl}}
Радиационное доминирование
p=ρ/3 a\propto t^{\frac{1}{2}} H=\frac{1}{2t}
Пылевая стадия
p=const a\propto t^{\frac{2}{3}} H=\frac{2}{3t}
\Lambda-доминирование a\propto e^{Ht} H^2=\frac{8\pi}{3}G\rho_{\Lambda}
В рамках ОТО вся динамика Вселенной может быть сведена к простым дифференциальным уравнениям для масштабного фактора a(t).[70]
В однородном, изотропном четырехмерном пространстве с постоянной кривизной, расстояние между двумя бесконечно приближенными точками можно записать следующим образом:
ds^2 = cdt - a^2(t) \left(dr^2-k\frac{(rdr)^2}{1-kr^2}\right)
k — кривизна пространства (принимает значения −1 0 1), а r - радиус вектор.
Если же выражение для метрики подставить в уравнения ОТО, то получим следующую систему уравнений:
Уравнение энергии
\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi G\rho}{3}-\left(\frac{kc^2}{a^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение движения
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3P}{c^2}\right) + \frac{\Lambda c^2}{3}
Уравнение неразрывности
\frac{d\rho}{dt} =-3H\left(\rho +\frac{P}{c^2}\right)
где Λ — космологическая постоянная, ρ — средняя плотность Вселенной, P — давление, с — скорость света.
Приведенная система уравнений допускает множество решений, в зависимости от выбранных параметров. На самом деле значение параметров фиксированы только на текущий момент и с течением времени эволюционируют, поэтому эволюцию расширения описывает совокупность решений.[70]
Объяснение закона Хаббла[править | править исходный текст]
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и тойже фазой[70]:
\frac{\delta t_1}{\delta t_0} =\frac{\nu_0}{\nu_1} \equiv 1+z
С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:
dt = \pm a(t)\frac{dr}{\sqrt{1-kr^2}}
Если это уравнение проинтегрировать и вспомнить, что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, то при условии малости длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной получим соотношение:
\frac{\delta t_1}{a(t_1)} =\frac{\delta t_0}{a(t_0)}
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:
1+z = \frac{a(t_0)}{a(t_1)}
После разложения правой части в ряд Тейлора с учетом члена первого порядка малости получим соотношение в точности совпадающее с законом Хаббла. Где постоянная H принимает вид:
H=\frac{\dot a (t)}{a(t)}
ΛCDM[править | править исходный текст]
Основная статья: Модель Лямбда-CDM
Космологические параметры по данным WMAP и Planck
WMAP[6] Planck[71]
Возраст Вселенной t0 млрд.лет 13.75±0.13 13.81±0.06
H0 км/с/МПк 71.0±2.5 67.4±1.4
Плотность барионной материи Ωbh2 0.0226±0.0006 0.0221 ± 0.0003
Плотность темной материи Ωсh2 0.111 ± 0.006 0.120 ± 0.003
Общая плотность Ωt 1.08+0.09-0.07 1.0 ±0.02
Плотность барионной материи Ωb 0.045±0.003
Плотность темной энергии ΩΛ 0.73±0.03 0.69±0.02
Плотность темной материи Ωc 0.22±0.03
Как уже говорилось, уравнения Фридмана допускают множество решений, в зависимости от параметров. И современная модель ΛCDM - это модель Фридмана с общепринятыми параметрами. Обычно в работе наблюдателей они приводятся в понятиях, связанных с критической плотностью[70]:
\rho_{cr} = \frac{3H_0^2}{8\pi G}
Если выразить левую часть из закона Хаббла, то после приведения получим следующий вид:
1 = \Omega_m +\Omega_k +\Omega_{\Lambda} ,
где Ωm=ρ/ρcr , Ωk = -(kc2)/(a2H2) , ΩΛ=(8πGΛc2)/ρcr. Из этой записи видно, что если Ωm+ΩΛ= 1 , т.е суммарная плотность материи и темной энергии равна критической, то k = 0, т.е. пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= -1
В современной общепринятой модели расширения космологическая постоянная положительна и существенно отлична от нуля, то есть на больших масштабах возникают силы антигравитации. Природа таких сил неизвестна, теоретически подобный эффект можно было бы объяснить действием физического вакуума, однако ожидаемая плотность энергии оказывается на много порядков больше, чем энергия, соответствующая наблюдаемому значению космологической постоянной — проблема космологической постоянной[70].
Остальные варианты на данный момент представляют только теоретический интерес, однако это может измениться при появлении новых экспериментальных данных. Современная история космологии уже знает подобные примеры: модели с нулевой космологической постоянной безоговорочно доминировали (помимо короткого всплеска интереса к другим моделям в 1960-е гг.) с момента открытия Хабблом космологического красного смещения и до 1998 года, когда данные по сверхновым типа Ia убедительно опровергли их[комм. 2].
Дальнейшая эволюция расширения[править | править исходный текст]
Дальнейший ход расширения в общем случае зависит от значений космологической постоянной Λ, кривизны пространства k и уравнения состояния P(ρ). Однако качественно эволюцию расширения можно оценить, опираясь на достаточно общие предположения.[70]
Λ < 0[править | править исходный текст]
Если значение космологической постоянной отрицательно, то действуют только силы притяжения и более никаких. Правая часть уравнения энергии будет неотрицательной только при конечных значениях R. Это означает, что при некотором значении Rc Вселенная начнет сжиматься при любом значении k и вне зависимости от вида уравнения состояния[72].
Λ = 0[править | править исходный текст]
В случае, если космологическая постоянная равна нулю, то эволюция при заданном значении H0 целиком и полностью зависит от начальной плотности вещества[70]:
\left(\frac{da}{dt}\right)^2=G\frac{8\pi\rho_0 a_0^3}{3a} -a_0^2H_0\left(\rho_0 - \frac{3H_0^2}{8\pi G}\right).
Если \rho_0 =\rho_{cr} , то расширение продолжается бесконечно долго, в пределе с асимптотически стремящейся к нулю скоростью. Если плотность больше критической, то расширение Вселенной тормозится и сменяется сжатием. Если меньше, то расширение идёт неограниченно долго с ненулевым пределом H.
Λ > 0[править | править исходный текст]
Если Λ>0 и k≤0, то Вселенная монотонно расширяется, но в отличие от случая с Λ=0 при больших значениях R скорость расширения растёт[72]:
R\propto exp[(\Lambda/3)^{1/2}t].
При k=1 выделенным значением является \Lambda_c=4\pi G\rho. В этом случае существует такое значение R, при котором R'=0 и R''=0, то есть Вселенная статична.
При Λ>Λc скорость расширения убывает до какого-то момента, а потом начинает неограниченно возрастать. Если Λ незначительно превышает Λc, то на протяжении некоторого времени скорость расширения остаётся практически неизменной.
В случае Λ<Λc всё зависит от начального значения R, с которого началось расширения. В зависимости от этого значения Вселенная либо будет расширяться до какого-то размера, а потом сожмется, либо будет неограниченно расширяться.
Теория Большого Взрыва (модель горячей Вселенной)[править | править исходный текст]
Основная статья: Большой Взрыв
Теория большого взрыва — теория первичного нуклеосинтеза. Отвечает на вопрос каким образом образовались химические элементы и почему распространенность их именно такая, какая сейчас наблюдается. Зиждется на экстраполяции законов ядерной и квантовой физики, в предположении, что при движении в прошлое, средняя энергия частиц (температура) возрастает[73].
Граница применимости — область высоких энергий, выше которых перестают работать изученные законы. При этом вещества как такового уже и нет, а есть практически чистая энергия. Если экстраполировать закон Хаббла на тот момент, то окажется, что видимая область Вселенный разместилась в небольшом объёме. Малый объём и большая энергия — характерное состояние вещества после взрыва, отсюда и название теории — теория Большого Взрыва. При этом остается за рамками ответ на вопрос: «Что вызвало это взрыв и какова его природа?».
Также теория Большого взрыва предсказала и объяснила происхождение реликтового излучения — это наследие того момента, когда ещё всё вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон — это остаток «фотосферы Вселенной».
Энтропия Вселенной[править | править исходный текст]
Основная статья: Энтропия Вселенной
Главным аргументом, подтверждающий теорию горячей Вселенной, является значение её удельной энтропии. Она с точностью до численного коэффициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.
Выразим nb через критическую плотность и долю барионов[70]:
n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100},
где h100 — современное значение Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и, учитывая, что для реликтового излучения с T=2,73 К
n_\gamma\approx 420(1+z)^3 см−3,
получаем:
\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}.
Обратная величина и есть значение удельной энтропии.
Первые три минуты. Первичный нуклеосинтез[править | править исходный текст]
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза.
Предположительно, с начала рождения (или по крайне мере с конца инфляционной стадии) и в течение времени, пока температура остаётся не ниже 1016 ГэВ (10−10с), присутствуют все известные элементарные частицы, причем все они не имеют массы. Этот период называется периодом Великого объединения, когда электрослабое и сильное взаимодействия едины[74] .
На данный момент невозможно сказать, какие же именно частицы присутствуют в тот момент, но кое-что всё же известно. Величина η — не только показатель удельной энтропии, но и характеризует избыток частиц над античастицами[75]:
\frac{n_p-n_{\bar p}}{n_p}=10^{-9}.
В момент, когда температура опускается ниже 1015 ГэВ, вероятно, выделяются X- и Y-бозоны с соответствующими массами.
Эпоху Великого объединения сменяет эпоха электрослабого объединения, когда электромагнитное и слабое взаимодействия представляют единое целое. В эту эпоху идет аннигиляция X- и Y-бозонов. В момент, когда температура понижается до 100 ГэВ, эпоха электрослабого объединения заканчивается, образуются кварки, лептоны и промежуточные бозоны.
Настаёт адронная эра, эра активного рождения и аннигиляции адронов и лептонов. В эту эпоху примечателен момент кварк-адронного перехода или момент конфайнмента кварков, когда стало возможным слияние кварков в адроны. В этот момент температура равна 300—1000 МэВ, а время от рождения Вселенной составляет 10−6 с.
Эпохе адронной эры наследует лептонная эра — в момент, когда температура падает до уровня 100 МэВ, а на часах 10−4 с. В эту эпоху состав Вселенной начинает походить на современный; основные частицы — это фотоны, помимо них есть только электроны и нейтрино со своими античастицами, а также протоны и нейтроны. В этот период происходит одно важное событие: вещество становится прозрачным для нейтрино. Возникает что-то наподобие реликтового фона, но для нейтрино. Но так как отделение нейтрино произошло раньше отделения фотонов, когда некоторые виды частиц ещё не проаннигилировали, отдав свою энергию остальным, то и остыли они больше. К настоящему времени нейтринный газ должен был остыть до 1,9 К, если нейтрино не имеют массы (или их массы пренебрежимо малы).
При температуре Т≈0,7 МэВ термодинамическое равновесие между протонами и нейтронами, существовавшее до этого, нарушается и отношение концентрации нейтронов и протонов застывает на значении 0,19. Начинается синтез ядер дейтерия, гелия, лития. Спустя ~200 секунд после рождения Вселенной температура падает до значений, при которых нуклеосинтез более невозможен, и химический состав вещества остаётся неизменным до момента рождения первых звёзд[74].
Проблемы теории Большого взрыва[править | править исходный текст]
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт[76].
Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается[69].
Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных[77].
Инфляционная модель[править | править исходный текст]
Основная статья: Инфляционная модель Вселенной
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности
Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной[78].
Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшает
|
|
|
|
|
|
MAMI
|
16.11.2013 в 21:03
|
|
Написал(а): FATHER
|
положительный
|
Земля
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
У этого термина существуют и другие значения, см. Земля (значения).
Земля Earth symbol.svg
NASA Earth America 2010.jpg
Earth Eastern Hemisphere.jpg
Орбитальные характеристики
Перигелий
147 098 290 км
0,98329134 а. е.[комм. 1]
Афелий
152 098 232 км
1,01671388 а. е.[комм. 1]
Большая полуось (a)
149 598 261 км
1.00000261 а. е.[1]
Эксцентриситет орбиты (e)
0,01671123[1][2]
Сидерический период обращения
365,256366004 дней
365 дн. 6 ч. 9 мин. 10 сек.[3]
Орбитальная скорость (v)
29,783 км/c
107 218 км/ч[4]
Средняя аномалия (Mo)
357,51716°[4]
Наклонение (i)
7,155° (отн. солнечного экватора)[5], 1,57869° (отн. инвариантной плоскости)[5]
Долгота восходящего узла (Ω)
348,73936°[4]
Аргумент перицентра (ω)
114,20783°[4]
Спутники
1 (Луна), 8300+ (искусств.)[6]
Физические характеристики
Полярное сжатие
0,0033528[2]
Экваториальный радиус
6378,1 км[2]
Полярный радиус
6356,8 км[2]
Средний радиус
6371,0 км[2]
Окружность большого круга
40 075,017 км (по экватору)[7]
40 007,86 км (по меридиану)[8]
Площадь поверхности (S)
510 072 000 км²[9][10]
148 940 000 км² суша (29,2 %)[9]
361 132 000 км² вода (70,8 %)[9]
Объём (V)
10,8321·1011 км³[2]
Масса (m)
5,9736·1024 кг (3·10-6 M☉)[2]
Средняя плотность (ρ)
5,5153 г/см³[2]
Ускорение свободного падения на экваторе (g)
9,780327 м/с² (0,99732 g)[2]
Первая космическая скорость (v1)
7,91 км/с[комм. 2]
Вторая космическая скорость (v2)
11,186 км/с[2]
Экваториальная скорость вращения
1674,4 км/ч (465,1 м/с)[11]
Период вращения (T)
0,99726968 дней (23 ч 56 м 4,1 с)[12]
Наклон оси
23°26’21".4119[3]
Альбедо
0,306 (Бонд)[2]
0,367 (геометрическое)[2]
Температура
мин. сред. макс.
Цельсий
−89,2 °C[13] 14 °C[14] 56,7 °C[15][16]
Кельвин
184 K 287,2 К 329,9 К
Атмосфера[4]
Состав:
78,08 % Азот (N2)
20,95 % Кислород (O2)
0,93 % Аргон (Ar)
0,039 % Углекислый газ (СO2)[17]
Около 1 % водяного пара (в зависимости от климата)
Земля́ — третья от Солнца планета. Пятая по размеру среди всех планет Солнечной системы. Она является также крупнейшей по диаметру, массе и плотности среди планет земной группы.
Иногда упоминается как Мир, Голубая планета[18][19][20], иногда Терра (от лат. Terra). Единственное известное человеку на данный момент тело Солнечной системы в частности и Вселенной вообще, населённое живыми организмами.
Научные данные указывают на то, что Земля образовалась из солнечной туманности около 4,54 миллиарда лет назад[21][22][23][24] и вскоре после этого приобрела свой единственный естественный спутник — Луну. Предположительно жизнь появилась на Земле примерно 3,9 млрд лет назад, то есть в течение первого миллиарда после её возникновения. С тех пор биосфера Земли значительно изменила атмосферу и прочие абиотические факторы, обусловив количественный рост аэробных организмов, а также формирование озонового слоя, который вместе с магнитным полем Земли ослабляет вредную для жизни солнечную радиацию[25], тем самым сохраняя условия существования жизни на Земле. Радиация, обусловленная самой земной корой, со времён её образования значительно снизилась благодаря постепенному распаду радионуклидов в ней. Кора Земли разделена на несколько сегментов, или тектонических плит, которые движутся по поверхности со скоростями порядка нескольких сантиметров в год. Изучением состава, строения и закономерностей развития Земли занимается наука геология.
Приблизительно 70,8 % поверхности планеты занимает Мировой океан[26], остальную часть поверхности занимают континенты и острова. На материках расположены реки, озёра, подземные воды и льды, вместе с Мировым океаном они составляют гидросферу. Жидкая вода, необходимая для всех известных жизненных форм, не существует на поверхности какой-либо из известных планет и планетоидов Солнечной системы, кроме Земли. Полюса Земли покрыты ледяным панцирем, который включает в себя морской лёд Арктики и антарктический ледяной щит.
Сопоставление размеров планет земной группы (слева направо): Меркурий, Венера, Земля, Марс
Внутренние области Земли достаточно активны и состоят из толстого, очень вязкого слоя, называемого мантией, которая покрывает жидкое внешнее ядро, являющееся источником магнитного поля Земли, и внутреннее твёрдое ядро, предположительно, состоящее из железа и никеля[27]. Физические характеристики Земли и её орбитального движения позволили жизни сохраниться на протяжении последних 3,5 млрд лет. По различным оценкам, Земля будет сохранять условия для существования живых организмов ещё в течение 0,5 — 2,3 млрд лет[28][29][30].
Земля взаимодействует (притягивается гравитационными силами) с другими объектами в космосе, включая Солнце и Луну. Земля обращается вокруг Солнца и делает вокруг него полный оборот примерно за 365,26 солнечных суток — сидерический год. Ось вращения Земли наклонена на 23,44° относительно перпендикуляра к её орбитальной плоскости, это вызывает сезонные изменения на поверхности планеты с периодом в один тропический год — 365,24 солнечных суток. Сутки сейчас составляют примерно 24 часа[31][32]. Луна начала своё обращение на орбите вокруг Земли примерно 4,53 миллиарда лет назад. Гравитационное воздействие Луны на Землю является причиной возникновения океанских приливов. Также Луна стабилизирует наклон земной оси и постепенно замедляет вращение Земли[33][34][35]. Некоторые теории полагают, что падения астероидов приводили к существенным изменениям в окружающей среде и поверхности Земли, вызывая, в частности, массовые вымирания различных видов живых существ[36].
Планета является домом для миллионов видов живых существ, включая человека[37]. Территория Земли разделена на 195 независимых государств, которые взаимодействуют между собой путём дипломатических отношений, путешествий, торговли или военных действий. Человеческая культура сформировала много представлений об устройстве мироздания — таких, как концепция о плоской Земле, геоцентрическая система мира и гипотеза Геи, по которой Земля представляет собой единый суперорганизм[38].
Содержание [убрать]
1 История Земли
2 Геохронологическая шкала
3 Возникновение жизни
4 Строение Земли
4.1 Форма
4.2 Химический состав
4.3 Внутреннее строение
4.3.1 Внутреннее тепло
4.3.2 Литосфера
4.3.2.1 Земная кора
4.3.3 Мантия Земли
4.3.4 Ядро Земли
4.4 Тектонические платформы
4.5 Географическая оболочка
4.6 Гидросфера
4.7 Атмосфера
4.7.1 Химический состав атмосферы
4.7.2 Погода и климат
4.8 Биосфера
4.9 Магнитное поле Земли
5 Орбита и вращение Земли
6 Наблюдение
7 Луна
8 Потенциально опасные объекты
9 Географические сведения
9.1 Использование суши
9.2 Социально-экономическая география
10 Роль в культуре
11 Экология
12 Будущее
13 См. также
14 Примечания
15 Литература
16 Ссылки
История Земли
Основная статья: История Земли
Современной научной гипотезой формирования Земли и других планет Солнечной системы является гипотеза солнечной туманности, по которой Солнечная система образовалась из большого облака межзвёздной пыли и газа[39]. Облако состояло главным образом из водорода и гелия, которые образовались после Большого взрыва, и более тяжёлых элементов, оставленных взрывами сверхновых. Примерно 4,5 млрд лет назад облако стало сжиматься, что, вероятно, произошло из-за воздействия ударной волны от вспыхнувшей на расстоянии нескольких световых лет сверхновой[40]. Когда облако начало сокращаться, его угловой момент, гравитация и инерция сплюснули его в протопланетный диск перпендикулярно к его оси вращения. После этого обломки в протопланетном диске под действием силы притяжения стали сталкиваться, и, сливаясь, образовывали первые планетоиды[41].
В процессе аккреции планетоиды, пыль, газ и обломки, оставшиеся после формирования Солнечной системы, стали сливаться во всё более крупные объекты, формируя планеты[41]. Примерная дата образования Земли — 4,54±0,04 млрд лет назад[42][43][44][45]. Весь процесс формирования планеты занял примерно 10-20 миллионов лет[46].
Луна сформировалась позднее, примерно 4,527±0,01 млрд лет назад[47], хотя её происхождение до сих пор точно не установлено. Основная гипотеза гласит, что она образовалась путём аккреции из вещества, оставшегося после касательного столкновения[48] Земли с объектом, по размерам близким Марсу[49] и массой 10-12 % от земной[50] (иногда этот объект называют «Тейя»)[51]. При этом столкновении было высвобождено примерно в 100 млн раз больше энергии, чем в результате того, которое, предположительно, вызвало вымирание динозавров[52]. Этого было достаточно для испарения внешних слоев Земли и расплавления обоих тел[53][54]. Часть мантии была выброшена на орбиту Земли, что предсказывает, почему Луна обделена металлическим материалом,[55] и объясняет её необычный состав[56]. Под влиянием собственной силы тяжести выброшенный материал принял сферического форму и образовалась Луна[57].
Протоземля увеличилась за счёт аккреции, и была достаточно раскалена, чтобы расплавлять металлы и минералы. Железо, а также геохимически сродственные ему сидерофильные элементы, обладая более высокой плотностью, чем силикаты и алюмосиликаты, опускались к центру Земли[58]. Это привело к разделению внутренних слоёв Земли на мантию и металлическое ядро спустя всего 10 миллионов лет после того, как Земля начала формироваться, произведя слоистую структуру Земли и сформировав магнитное поле Земли.[59] Выделение газов из коры и вулканическая активность привели к образованию первичной атмосферы. Конденсация водяного пара, усиленная льдом, занесённым кометами и астероидами, привела к образованию океанов[60]. Земная атмосфера тогда состояла из легких атмофильных элементов: водорода и гелия[61], но содержала значительно больше углекислого газа, чем сейчас, а это уберегло океаны от замерзания, поскольку светимость Солнца тогда не превышала 70 % от нынешнего уровня[62]. Примерно 3,5 миллиарда лет назад образовалось магнитное поле Земли, которое предотвратило опустошение атмосферы солнечным ветром[63].
Поверхность планеты постоянно изменялась в течение сотен миллионов лет: континенты появлялись и разрушались. Они перемещались по поверхности, порой собираясь в суперконтинент. Приблизительно 750 млн лет назад самый ранний из известных суперконтинентов — Родиния — стал раскалываться на части. Позже эти части объединились в Паннотию (600—540 млн лет назад), затем в последний из суперконтинентов — Пангею, который распался 180 миллионов лет назад[64].
Геохронологическая шкала
Геохронологическая шкала — геологическая временная шкала истории Земли; применяется в геологии и палеонтологии, своеобразный календарь для промежутков времени в сотни тысяч и миллионы лет. Впервые геохронологическая шкала фанерозоя была предложена английским геологом А. Холмсом в 1938 году[65]. Из-за отсутствия останков фауны, геохронологическая шкала докембрия построена, в основном, по данным определений абсолютных возрастов пород на разных континентах[65].
История Земли разделена на различные временные промежутки. Их границы проходят по важнейшим событиям, которые тогда происходили.
Граница между эрами фанерозоя проведена по крупнейшим эволюционным событиям — глобальным вымираниям. Палеозойская эра отделена от мезозойской крупнейшим за историю Земли массовым пермским вымиранием. Мезозойская эра отделена от кайнозойской мел-палеогеновым вымиранием[комм. 3].
Кайнозойская эра делится на три периода: палеоген, неоген и четвертичный период (антропоген). Эти периоды, в свою очередь, подразделяются на геологические эпохи (отделы): палеоген — на палеоцен, эоцен и олигоцен; неоген — на миоцен и плиоцен. Антропоген включает в себя плейстоцен и голоцен.
Миллионы лет
Возникновение жизни
Существует ряд гипотез возникновения жизни на Земле. Около 3,5—3,8 млрд лет назад появился «последний универсальный общий предок», от которого впоследствии произошли все другие живые организмы[66][67][68][69].
Развитие фотосинтеза позволило живым организмам использовать солнечную энергию напрямую. Это привело к оксигенации атмосферы, начавшейся примерно 2500 млн лет назад[70], а в верхних слоях — к формированию озонового слоя. Симбиоз мелких клеток с более крупными привёл к развитию сложных клеток — эукариот[71]. Примерно 2,1 млрд лет назад появились многоклеточные организмы, которые продолжали приспосабливаться к окружающим условиям[72]. Благодаря поглощению губительного ультрафиолетового излучения озоновым слоем жизнь смогла начать освоение поверхности Земли[73].
В 1960 году была выдвинута гипотеза Земли-снежка, утверждающая, что в период между 750 и 580 млн лет назад Земля была полностью покрыта льдом. Эта гипотеза объясняет кембрийский взрыв — резкое повышение разнообразия многоклеточных форм жизни около 542 млн лет назад[74].
Около 1200 млн лет назад появились первые водоросли, а примерно 450 млн лет назад — первые высшие растения[75]. Беспозвоночные животные появились в эдиакарском периоде[76], а позвоночные — во время кембрийского взрыва около 525 миллионов лет назад[77].
После кембрийского взрыва было пять массовых вымираний[78]. Вымирание в конце пермского периода, которое является самым массовым в истории жизни на Земле[79], привело к гибели более 90 % живых существ на планете[80]. После пермской катастрофы самыми распространёнными наземными позвоночными стали архозавры[81], от которых в конце триасового периода произошли динозавры. Они доминировали на планете в течение юрского и мелового периодов[82]. 65 млн лет назад произошло мел-палеогеновое вымирание, вызванное, вероятно, падением метеорита; оно привело к исчезновению динозавров и других крупных рептилий, но обошло многих мелких животных, таких как млекопитающие[83], которые тогда представляли собой небольших насекомоядных животных, а также птиц, являющихся эволюционной ветвью динозавров[84]. В течение последних 65 миллионов лет развилось огромное количество разнообразных видов млекопитающих, и несколько миллионов лет назад обезьяноподобные животные получили способность прямохождения[85]. Это позволило использовать орудия и способствовало общению, которое помогало добывать пищу и стимулировало необходимость в большом мозге. Развитие земледелия, а затем цивилизации, в короткие сроки позволило людям воздействовать на Землю как никакая другая форма жизни[86], влиять на природу и численность других видов.
Последний ледниковый период начался примерно 40 млн лет назад, его пик приходится на плейстоцен около 3 миллионов лет назад. На фоне продолжительных и значительных изменений средней температуры земной поверхности, что может быть связано с периодом обращения Солнечной системы вокруг центра Галактики (около 200 млн лет), имеют место и меньшие по амплитуде и длительности циклы похолодания и потепления, происходящие каждые 40—100 тысяч лет, имеющие явно автоколебательный характер, возможно, вызванный действием обратных связей от реакции всей биосферы как целого, стремящейся обеспечить стабилизацию климата Земли (см. гипотезу Геи, выдвинутую Джеймсом Лавлоком).
Последний цикл оледенения в Северном полушарии закончился около 10 тысяч лет назад[87].
Строение Земли
Земля относится к планетам земной группы, и, в отличие от газовых гигантов, таких как Юпитер, имеет твёрдую поверхность. Это крупнейшая из четырёх планет земной группы в Солнечной системе, как по размеру, так и по массе. Кроме того, Земля имеет наибольшую плотность, самую сильную поверхностную гравитацию, сильнейшее магнитное поле[88], и возможно обладает самой активной тектоникой плит среди этих четырёх планет[89].
Недра Земли делятся на слои по химическим и физическим (реологическим) свойствам, но в отличие от других планет земной группы, внутренняя структура Земли имеет ярко выраженное внешнее и внутреннее ядро. Наружный слой Земли представляет собой твёрдую оболочку, состоящую, главным образом, из силикатов. От мантии она отделена границей с резким увеличением скоростей продольных сейсмических волн — поверхностью Мохоровичича[90]. Твёрдая кора и вязкая верхняя часть мантии составляют литосферу[91]. Под литосферой находится астеносфера, слой относительно низкой вязкости, твёрдости и прочности в верхней мантии[92].
Значительные изменения кристаллической структуры мантии происходят на глубине 410—660 км ниже поверхности, охватывающей переходную зону (en:Transition zone (Earth)), которая отделяет верхнюю и нижнюю мантию. Под мантией находится жидкий слой, состоящий из расплавленного железа с примесями никеля, серы и кремния — ядро Земли[93]. Сейсмические измерения показывают, что оно состоит из 2 частей[94]: твёрдого внутреннего ядра с радиусом ~ 1220 км и жидкого внешнего ядра, с радиусом ~ 2250 км[95][94].
Форма
Основная статья: Фигура Земли
Вулкан Чимборасо в Эквадоре, наиболее удалённая от центра Земли точка на поверхности[96]
Cравнение Земли с другими планетами Солнечной системы.
Форма Земли (геоид) близка к сплюснутому эллипсоиду. Расхождение геоида с аппроксимирующим его эллипсоидом достигает 100 метров[97]. Средний диаметр планеты составляет примерно 12 742 км, а окружность — 40 000 км, поскольку метр в прошлом определялся как 1/10 000 000 расстояния от экватора до северного полюса через Париж[98] (из-за неправильного учёта полюсного сжатия Земли эталон метра 1795 года оказался короче приблизительно на 0,2 мм, отсюда неточность).
Вращение Земли создаёт экваториальную выпуклость, поэтому экваториальный диаметр на 43 км больше, чем полярный[99]. Высочайшей точкой поверхности Земли является гора Эверест (8848 м над уровнем моря), а глубочайшей — Марианская впадина (10 994 м под уровнем моря)[100]. Из-за выпуклости экватора самыми удалёнными точками поверхности от центра Земли являются вершина вулкана Чимборасо в Эквадоре и гора Уаскаран в Перу[101][102][103].
Химический состав
Масса Земли приблизительно равна 5,9736·1024 кг. Общее число атомов, составляющих Землю ≈1,3-1,4·1050[104]. Она состоит в основном из железа (32,1 %), кислорода (30,1 %), кремния (15,1 %), магния (13,9 %), серы (2,9 %), никеля (1,8 %), кальция (1,5 %) и алюминия (1,4 %); на остальные элементы приходится 1,2 %. Из-за сегрегации по массе внутреннее пространство, предположительно, состоит из железа (88,8 %), небольшого количества никеля (5,8 %), серы (4,5 %) и около 1 % других элементов[105]. Примечательно, что углерода, являющегося основой жизни, в земной коре всего 0,1 %.
Таблица оксидов земной коры Ф. У. Кларка[106]
Соединение Формула Процентное
содержание
Оксид кремния(IV) SiO2 59,71 %
Оксид алюминия Al2O3 15,41 %
Оксид кальция CaO 4,90 %
Оксид магния MgO 4,36 %
Оксид натрия Na2O 3,55 %
Оксид железа(II) FeO 3,52 %
Оксид калия K2O 2,80 %
Оксид железа(III) Fe2O3 2,63 %
Вода H2O 1,52 %
Оксид титана(IV) TiO2 0,60 %
Оксид фосфора(V) P2O5 0,22 %
Итого 99,22 %
Геохимик Франк Кларк вычислил, что земная кора чуть более, чем на 47 % состоит из кислорода. Наиболее распространённые породообразующие минералы земной коры практически полностью состоят из оксидов; суммарное содержание хлора, серы и фтора в породах обычно составляет менее 1 %. Основными оксидами являются кремнезём (SiO2), глинозём (Al2O3), оксид железа (FeO), окись кальция (CaO), окись магния (MgO), оксид калия (K2O) и оксид натрия (Na2O). Кремнезём служит главным образом кислотной средой, формирует силикаты; природа всех основных вулканических пород связана с ним. Из расчётов, основанных на анализе 1 672 видов пород, Кларк сделал вывод, что 99,22 % из них содержат 11 оксидов (таблица справа). Все прочие компоненты встречаются в очень незначительных количествах. Ниже приводится более подробная информация о химическом составе Земли[105][107].
Химический элемент Распространённость в процентах Химический элемент Распространённость в процентах
Водород (H) 0,0033 Рутений (Ru) 0,000118
Гелий (4He) 111 Родий (Rh) 0,0000252
Литий (Li) 0,000185 Палладий (Pd) 0,000089
Бериллий (Be) 0,0000045 Серебро (Ag) 0,0000044
Бор (B) 0,00000096 Кадмий (Cd) 0,00000164
Углерод (С) 0,0446 Индий (In) 0,000000214
Азот (N) 0,00041 Олово (Sn) 0,000039
Кислород (O) 30,12 Сурьма (Sb) 0,0000035
Фтор (F) 0,00135 Теллур (Te) 0,000149
Неон (20Ne) 0,50 Иод (I) 0,00000136
Натрий (Na) 0,125 Ксенон (132Xe) 0,0168
Магний (Mg) 13,90 Цезий (Cs) 0,00000153
Алюминий (Al) 1,41 Барий (Ba) 0,0004
Кремний (Si) 15,12 Лантан (La) 0,0000379
Фосфор (P) 0,192 Церий (Ce) 0,000101
Сера (S) 2,92 Празеодим (Pr) 0,0000129
Хлор (Cl) 0,00199 Неодим (Nd) 0,000069
Аргон (36Ar) 2,20 Самарий (Sm) 0,0000208
Калий (K) 0,0135 Европий (Eu) 0,0000079
Кальций (Ca) 1,54 Гадолиний (Gd) 0,0000286
Скандий (Sc) 0,00096 Тербий (Tb) 0,0000054
Титан (Ti) 0,082 Диспрозий (Dy) 0,0000364
Ванадий (V) 0,0082 Гольмий (Ho) 0,000008
Хром (Cr) 0,412 Эрбий (Er) 0,0000231
Марганец (Mn) 0,075 Тулий (Tm) 0,0000035
Железо (Fe) 32,07 Иттербий (Yb) 0,0000229
Кобальт (Co) 0,084 Лютеций (Lu) 0,0000386
Никель (Ni) 1,82 Гафний (Hf) 0,000023
Медь (Cu) 0,0031 Тантал (Ta) 0,00000233
Цинк (Zn) 0,0074 Вольфрам (W) 0,000018
Галлий (Ga) 0,00031 Рений (Re) 0,000006
Германий (Ge) 0,00076 Осмий (Os) 0,000088
Мышьяк (As) 0,00032 Иридий (Ir) 0,000084
Селен (Se) 0,00096 Платина (Pt) 0,000167
Бром (Br) 0,0000106 Золото (Au) 0,0000257
Криптон (84Kr) 0,0236 Ртуть (Hg) 0,00000079
Рубидий (Rb) 0,0000458 Таллий (Tl) 0,000000386
Стронций (Sr) 0,00145 Свинец (204Pb) 0,000000158
Иттрий (Y) 0,000262 Висмут (Bi) 0,000000294
Цирконий (Zr) 0,00072 Торий (Th) 0,00000512
Ниобий (Nb) 0,00008 Уран (U) 0,00000143
Молибден (Mo) 0,000235 Плутоний (Pu) —
Внутреннее строение
Земля, как и другие планеты земной группы, имеет слоистое внутреннее строение. Она состоит из твёрдых силикатных оболочек (коры, крайне вязкой мантии), и металлического ядра. Внешняя часть ядра жидкая (значительно менее вязкая, чем мантия), а внутренняя — твёрдая.
Внутреннее тепло
Внутренняя теплота планеты обеспечивается сочетанием остаточного тепла, оставшегося от аккреции вещества, которая происходила на начальном этапе формирования Земли (около 20 %)[108] и радиоактивным распадом нестабильных изотопов: калия-40, урана-238, урана-235 и тория-232[109][110]. У всех трёх изотопов период полураспада составляет более миллиарда лет[110]. В центре планеты, температура, возможно, поднимается до 6000 °С (10,830 °F) (больше, чем на поверхности Солнца), а давление может достигать 360 ГПа (3,6 млн. атм)[111][112]. Часть тепловой энергии ядра передаётся к земной коре посредством плюмов. Плюмы приводят к появлению горячих точек и траппов[113]. Поскольку бо́льшая часть тепла, производимого Землёй, обеспечивается радиоактивным распадом, то в начале истории Земли, когда запасы короткоживущих изотопов ещё не были истощены, энерговыделение нашей планеты было гораздо больше, чем сейчас[27].
Основные тепловыделяющие изотопы (на настоящее время)[114]
Изотоп Тепловыделение
Вт/кг изотопа Период
полураспада
лет Средняя концентрация в мантии
кг изотопа/кг мантии Тепловыделение
Вт/кг мантии
238U 9.46 × 10−5 4.47 × 109 30.8 × 10−9 2.91 × 10−12
235U 5.69 × 10−4 7.04 × 108 0.22 × 10−9 1.25 × 10−13
232Th 2.64 × 10−5 1.40 × 1010 124 × 10−9 3.27 × 10−12
40K 2.92 × 10−5 1.25 × 109 36.9 × 10−9 1.08 × 10−12
Средние потери тепловой энергии Земли составляют 87 мВт·м−2 или 4,42 × 1013 Вт (глобальные теплопотери)[115]. Часть тепловой энергии ядра транспортируется к плюмам — горячим мантийным потокам. Эти плюмы могут вызвать появление траппов[116], рифтов и горячих точек. Больше всего энергии теряется Землёй посредством тектоники плит, подъёма вещества мантии на срединно-океанические хребты. Последним основным типом потерь тепла является теплопотеря сквозь литосферу, причём бо́льшее количество теплопотерь таким способом происходит в океане, так как земная кора там гораздо тоньше, чем под континентами[117].
Литосфера
Литосфера (от др.-греч. λίθος — камень и σφαῖρα — шар, сфера) — твёрдая оболочка Земли. Состоит из земной коры и верхней части мантии. В строении литосферы выделяют подвижные области (складчатые пояса) и относительно стабильные платформы. Блоки литосферы — литосферные плиты — двигаются по относительно пластичной астеносфере. Изучению и описанию этих движений посвящён раздел геологии о тектонике плит.
Под литосферой располагается астеносфера, составляющая внешнюю часть мантии. Астеносфера ведёт себя как перегретая и чрезвычайно вязкая жидкость[118], где происходит понижение скорости сейсмических волн, свидетельствуя об изменении пластичности пород[119].
Для обозначения внешней оболочки литосферы применялся ныне устаревший термин сиаль, происходящий от названия основных элементов горных пород Si (лат. Silicium — кремний) и Al (лат. Aluminium — алюминий).
Земная кора
Основная статья: Земная кора
Земная кора — это верхняя часть твёрдой Земли. От мантии отделена границей с резким повышением скоростей сейсмических волн — границей Мохоровичича. Есть два типа коры — континентальная и океаническая. Толщина коры колеблется от 6 км под океаном до 30—70 км на континентах[120][121]. В строении континентальной коры выделяют три геологических слоя: осадочный чехол, гранитный и базальтовый. Океаническая кора сложена преимущественно породами основного состава, плюс осадочный чехол. Земная кора разделена на различные по величине литосферные плиты, двигающиеся относительно друг друга. Кинематику этих движений описывает тектоника плит.
Земная кора под океанами и континентами существенно различается.
Земная кора под континентами обычно имеет толщину 35—45 км, в гористых местностях мощность коры может доходить до 70 км[120]. С глубиной в составе земной коры увеличивается содержание оксидов магния и железа, уменьшается содержание кремнезёма, причём эта тенденция в бо́льшей степени имеет место при переходе к верхней мантии (субстрату)[120].
Верхняя часть континентальной земной коры представляет собой прерывистый слой, состоящий из осадочных и вулканических горных пород. Слои могут быть смяты в складки, смещены по разрыву[120]. На щитах осадочная оболочка отсутствует. Ниже расположен гранитный слой, состоящий из гнейсов и гранитов (скорость продольных волн в этом слое — до 6,4 км/сек)[120]. Ещё ниже находится базальтовый слой (6,4—7,6 км/сек), сложенный метаморфическими горными породами, базальтами и габбро. Между этими 2-мя слоями проходит условная граница, называемая поверхностью Конрада. Скорость продольных сейсмических волн при прохождении через эту поверхность скачкообразно увеличивается с 6 до 6,5 км/с[122].
Кора под океанами имеет толщину 5—10 км. Она подразделяется на несколько слоёв. Сначала расположен верхний слой, состоящий из донных осадков, толщиной менее километра[120]. Ниже лежит второй слой, сложенный, главным образом из серпентинита, базальта и, вероятно, из прослоев осадков[120]. Скорость продольных сейсмических волн в данном слое доходит до 4—6 км/с, а его толщина 1—2,5 км[120]. Нижний, «океанический» слой сложен габбро. Этот слой имеет толщину в среднем около 5 км и скорость прохождения сейсмических волн 6,4—7 км/с[120].
Общая структура планеты Земля[123]
Earth-crust-cutaway-ru.svg
Глубина, км Слой Плотность, г/см3[124]
0—60 Литосфера (местами варьируется от 5 до 200 км) —
0—35 Кора (местами варьируется от 5 до 70 км) 2,2—2,9
35—60 Самая верхняя часть мантии 3,4—4,4
35—2890 Мантия 3,4—5,6
100—700 Астеносфера —
2890—5100 Внешнее ядро 9,9—12,2
5100—6378 Внутреннее ядро 12,8—13,1
Мантия Земли
Основная статья: Мантия Земли
Мантия — это силикатная оболочка Земли, расположенная между земной корой и ядром Земли[120].
Мантия составляет 67 % массы Земли и около 83 % её объёма (без учёта атмосферы). Она простирается от границы с земной корой (на глубине 5—70 километров) до границы с ядром на глубине около 2900 км[120]. От земной коры разделена поверхностью Мохоровичича, где скорость сейсмических волн при переходе из коры в мантию быстро увеличивается с 6,7—7,6 до 7,9—8,2 км/с. Мантия занимает огромный диапазон глубин, и с увеличением давления в веществе происходят фазовые переходы, при которых минералы приобретают всё более плотную структуру. Мантия Земли подразделяется на верхнюю мантию и нижнюю мантию. Верхний слой, в свою очередь, подразделяется на субстрат, слой Гутенберга и слой Голицына (средняя мантия)[120].
Согласно современным научным представлениям, состав земной мантии считается похожим на состав каменных метеоритов, в частности хондритов. В состав мантии преимущественно входят химические элементы, находившиеся в твёрдом состоянии или в твёрдых химических соединениях во время формирования Земли: кремний, железо, кислород, магний и др. Эти элементы образуют с диоксидом кремния силикаты. В верхней мантии (субстрате), скорее всего, больше форстерита MgSiO4, глубже несколько увеличивается содержание фаялита Fe2SiO4. В нижней мантии под воздействием очень высокого давления эти минералы разложились на оксиды (SiO2, MgO, FeO)[120].
Агрегатное состояние мантии обуславливается воздействием температур и сверхвысокого давления. Из-за давления вещество почти всей мантии находится в твёрдом кристаллическом состоянии, несмотря на высокую температуру. Исключение составляет лишь астеносфера, где действие давления оказывается слабее, чем температуры, близкие к точке плавления вещества. Из-за этого эффекта, по-видимому, вещество здесь находится либо в аморфном состоянии, либо в полурасплавленном[120].
Ядро Земли
Основная статья: Ядро Земли
Ядро — центральная, наиболее глубокая часть Земли, геосфера, находящаяся под мантией и, предположительно, состоящая из железо-никелевого сплава с примесью других сидерофильных элементов. Глубина залегания — 2900 км. Средний радиус сферы — 3485 км. Разделяется на твёрдое внутреннее ядро радиусом около 1300 км и жидкое внешнее ядро радиусом около 2200 км, между которыми иногда выделяют переходную зону. Температура в центре ядра Земли достигает 6000 °С[125], плотность около 12,5 т/м³, давление до 360 ГПа (3,55 млн атмосфер)[111][125]. Масса ядра — 1,9354·1024 кг.
Химический состав ядра
Источник Si, wt.% Fe, wt.% Ni, wt.% S, wt.% O, wt.% Mn, ppm Cr, ppm Co,ppm P, ppm
Allegre et al., 1995, Table 2 p 522 7.35 79.39±2 4.87±0,3 2.30±0,2 4.10±0,5 5820 7790 2530 3690
Mc Donough, 2003, Table 4 p 556 6.0 85.5 5.20 1.90 ~0 300 9000 2500 2000
Тектонические платформы
Основная статья: Тектоника плит
Крупнейшие тектонические плиты[126]
Название плиты Площадь
106 км² Зона покрытия
Африканская плита 61,3 Африка
Антарктическая плита 60,9 Антарктика
Австралийская плита 47,2 Австралия
Евразийская плита 67,8 Азия и Европа
Северо-Американская плита 75,9 Северная Америка
и северо-восточная Сибирь
Южно-Американская плита 43,6 Южная Америка
Тихоокеанская плита 103,3 Тихий океан
Расположение основных тектонических плит
Согласно теории тектонических плит, земная кора состоит из относительно целостных блоков — литосферных плит, которые находятся в постоянном движении относительно друг друга. Плиты представляют собой жёсткие сегменты, которые двигаются относительно друг друга. Существует три типа их взаимного перемещения: конвергенция (схождение), дивергенция (расхождение) и сдвиговые перемещения по трансформным разломам. На разломах между тектоническими плитами могут происходить землетрясения, вулканическая активность, горообразование, образование океанских впадин[127].
Список крупнейших тектонических плит с размерами приведён в таблице справа. Среди плит меньших размеров следует отметить индостанскую, арабскую, карибскую плиты, плиту Наска и плиту Скотия. Австралийская плита фактически слилась с Индостанской между 50 и 55 млн лет назад. Быстрее всего движутся океанские плиты; так, плита Кокос движется со скоростью 75 мм в год[128], а тихоокеанская плита — со скоростью 52—69 мм в год. Самая низкая скорость у евразийской плиты — 21 мм в год[129].
Географическая оболочка
Основная статья: Географическая оболочка
Распределение высот и глубин по поверхности Земли. Данные Геофизического информационного центра США[130]
Приповерхностные части планеты (верхняя часть литосферы, гидросфера, нижние слои атмосферы) в целом называются географической оболочкой и изучаются географией.
Рельеф Земли очень разнообразен. Около 70,8 %[131] поверхности планеты покрыто водой (в том числе континентальные шельфы). Подводная поверхность гористая, включает систему срединно-океанических хребтов, а также подводные вулканы[99], океанические желоба, подводные каньоны, океанические плато и абиссальные равнины. Оставшиеся 29,2 %, непокрытые водой, включают горы, пустыни, равнины, плоскогорья и др.
В течение геологических периодов поверхность планеты постоянно изменяется из-за тектонических процессов и эрозии. Рельеф земной поверхности формируется под воздействием выветривания, которое вызывается атмосферными осадками, колебаниями температур, химическими воздействиями. Изменяют земную поверхность и ледники, береговая эрозия, образование коралловых рифов, столкновения с крупными метеоритами[132].
При перемещении континентальных плит по планете океаническое дно погружается под их надвигающиеся края. В то же время вещество мантии, поднимающееся из глубин, создаёт дивергентную границу на срединно-океанических хребтах. Совместно эти два процесса приводят к постоянному обновлению материала океанической плиты. Возраст большей части океанского дна меньше 100 млн лет. Древнейшая океаническая кора расположена в западной части Тихого океана, а её возраст составляет примерно 200 млн лет. Для сравнения, возраст старейших ископаемых, найденных на суше, достигает около 3 млрд лет[133][134].
Континентальные плиты состоят из материала с низкой плотностью, такого как вулканические гранит и андезит. Менее распространён базальт — плотная вулканическая порода, являющаяся основной составляющей океанического дна[135]. Примерно 75 % поверхности материков покрыто осадочными породами, хотя эти породы составляют примерно 5 % земной коры[136]. Третьими по распространённости на Земле породами являются метаморфические горные породы, сформировавшиеся в результате изменения (метаморфизма) осадочных или магматических горных пород под действием высокого давления, высокой температуры или того и другого одновременно. Самые распространённые силикаты на поверхности Земли — это кварц, полевой шпат, амфибол, слюда, пироксен и оливин[137]; карбонаты — кальцит (в известняке), арагонит и доломит[138].
Педосфера — самый верхний слой литосферы — включает почву. Она находится на границе между литосферой, атмосферой, гидросферой. На сегодня общая площадь культивируемых земель составляет 13,31 % поверхности суши, из которых лишь 4,71 % постоянно заняты сельскохозяйственными культурами[10]. Примерно 40 % земной суши сегодня используется для пахотных угодий и пастбищ, это примерно 1,3·107 км² пахотных земель и 3,4·107 км² пастбищ[139].
Гидросфера
Основная статья: Гидросфера
Восход Солнца над Тихим океаном (5 мая 2013 г.)
Гидросфера (от др.-греч. Yδωρ — вода и σφαῖρα — шар) — совокупность всех водных запасов Земли.
Наличие жидкой воды на поверхности Земли является уникальным свойством, которое отличает нашу планету от других объектов Солнечной системы. Бо́льшая часть воды сосредоточена в океанах и морях, значительно меньше — в речных сетях, озёрах, болотах и подземных водах. Также большие запасы воды имеются в атмосфере, в виде облаков и водяного пара.
Часть воды находится в твёрдом состоянии в виде ледников, снежного покрова и в вечной мерзлоте, слагая криосферу.
Общая масса воды в Мировом океане примерно составляет 1,35·1018 тонн, или около 1/4400 от общей массы Земли. Океаны покрывают площадь около 3,618·108 км2 со средней глубиной 3682 м, что позволяет вычислить общий объём воды в них: 1,332·109 км3[140]. Если всю эту воду равномерно распределить по поверхности, то получился бы слой, толщиной более 2,7 км[141]. Из всей воды, которая есть на Земле, только 2,5 % приходится на пресную, остальная — солёная. Бо́льшая часть пресной воды, около 68,7 %, в настоящее время находится в ледниках[142]. Жидкая вода появилась на Земле, вероятно, около четырёх миллиардов лет назад[143].
Средняя солёность земных океанов — около 35 грамм соли на килограмм морской воды (35 ‰)[144]. Значительная часть этой соли была высвобождена при вулканических извержениях или извлечена из охлаждённых изверженных горных пород, сформировавших дно океана[143].
В океанах содержатся растворённые газы атмосферы, которые необходимы для выживания многих водных форм жизни[145]. Морская вода имеет значительное влияние на климат в мире, делая его прохладнее летом, и теплее — зимой[146]. Колебания температур воды в океанах может привести к значительным изменениям климата, например, Эль-Ниньо[147].
Атмосфера
Основная статья: Атмосфера Земли
Вид на Тихий океан из космоса
Вид земных облаков из космоса
Атмосфера (от. др.-греч. ἀτμός — пар и σφαῖρα — шар) — газовая оболочка, окружающая планету Земля; состоит из азота и кислорода, со следовыми количествами водяного пара, диоксида углерода и других газов. С момента своего образования она значительно изменилась под влиянием биосферы. Появление оксигенного фотосинтеза 2,4-2,5 млрд лет назад способствовало развитию аэробных организмов, а также насыщению атмосферы кислородом и формированию озонового слоя, который оберегает всё живое от вредных ультрафиолетовых лучей[70]. Атмосфера определяет погоду на поверхности Земли, защищает планету от космических лучей, и частично — от метеоритных бомбардировок[148]. Она также регулирует основные климатообразующие процессы: круговорот воды в природе, циркуляцию воздушных масс, переносы тепла[149]. Молекулы атмосферных газов могут захватывать тепловую энергию, мешая ей уйти в открытый космос, тем самым повышая температуру планеты. Это явление известно как парниковый эффект. Основными парниковыми газами считаются водяной пар, двуокись углерода, метан и озон. Без этого эффекта теплоизоляции средняя поверхностная температура Земли составила бы от минус 18 до минус 23 °C, хотя в действительности она равна 14,8 °С, и жизнь скорее всего не существовала бы[150].
Атмосфера Земли разделяется на слои, которые различаются между собой температурой, плотностью, химическим составом и т. д. Общая масса газов, составляющих земную атмосферу — примерно 5,15·1018 кг. На уровне моря атмосфера оказывает на поверхность Земли давление, равное 1 атм (101,325 кПа)[4]. Средняя плотность воздуха у поверхности — 1,22 г/л, причём она быстро уменьшается с ростом высоты: так, на высоте 10 км над уровнем моря она составляет не более 0,41 г/л, а на высоте 100 км — 10−7 г/л[149].
В нижней части атмосферы содержится около 80 % общей её массы и 99 % всего водяного пара (1,3-1,5·1013 т), этот слой называется тропосферой[151]. Его толщина неодинакова и зависит от типа климата и сезонных факторов: так, в полярных регионах она составляет около 8-10 км, в умеренном поясе до 10-12 км, а в тропических или экваториальных доходит до 16-18 км[152]. В этом слое атмосферы температура опускается в среднем на 6 °С на каждый километр при движении в высоту[149]. Выше располагается переходный слой — тропопауза, отделяющий тропосферу от стратосферы. Температура здесь находится в пределах 190—220 K.
Стратосфера — слой атмосферы, который расположен на высоте от 10-12 до 55 км (в зависимости от погодных условий и времени года). На него приходится не более 20 % всей массы атмосферы. Для этого слоя характерно понижение температуры до высоты ~25 км, с последующим повышением на границе с мезосферой почти до 0 °С[153]. Эта граница называется стратопаузой и находится на высоте 47-52 км[154]. В стратосфере отмечается наибольшая концентрация озона в атмосфере, который оберегает все живые организмы на Земле от вредного ультрафиолетового излучения Солнца. Интенсивное поглощение солнечного излучения озоновым слоем и вызывает быстрый рост температуры в этой части атмосферы[149].
Мезосфера расположена на высоте от 50 до 80 км над поверхностью Земли, между стратосферой и термосферой. Она отделена от этих слоёв мезопаузой (80-90 км)[155]. Это самое холодное место на Земле, температура здесь опускается до −100 °C[156]. При такой температуре вода, содержащаяся в воздухе, быстро замерзает, формируя серебристые облака[156]. Их можно наблюдать сразу после захода Солнца, но наилучшая видимость создаётся, когда оно находится от 4 до 16° ниже горизонта[156]. В мезосфере сгорает бо́льшая часть метеоритов, проникающих в земную атмосферу. С поверхности Земли они наблюдаются как падающие звёзды[156]. На высоте 100 км над уровнем моря находится условная граница между земной атмосферой и космосом — линия Кармана[157].
В термосфере температура быстро поднимается до 1000 К, это связано с поглощением в ней коротковолнового солнечного излучения. Это самый протяжённый слой атмосферы (80-1000 км). На высоте около 800 км рост температуры прекращается, поскольку воздух здесь очень разрежён и слабо поглощает солнечную радиацию[149].
Ионосфера включает в себя два последних слоя. Здесь происходит ионизация молекул под действием солнечного ветра и возникают полярные сияния[158].
Экзосфера — внешняя и очень разреженная часть земной атмосферы. В этом слое частицы способны преодолевать вторую космическую скорость Земли и улетучиваться в космическое пространство. Это вызывает медленный, но устойчивый процесс, называемый диссипацией (рассеянием) атмосферы. В космос ускользают в основном частицы лёгких газов: водорода и гелия[159]. Молекулы водорода, имеющие самую низкую молекулярную массу, могут легче достигать второй космической скорости и утекать в космическое пространство более быстрыми темпами, чем другие газы[160]. Считается, что потеря восстановителей, например водорода, была необходимым условием для возможности устойчивого накопления кислорода в атмосфере[161]. Следовательно, свойство водорода покидать атмосферу Земли, возможно, повлияло на развитие жизни на планете[162]. В настоящее время бо́льшая часть водорода, попадающая в атмосферу, преобразуется в воду, не покидая Землю, а потеря водорода происходит, в основном, от разрушения метана в верхних слоях атмосферы[163].
Химический состав атмосферы
У поверхности Земли осушенный воздух содержит около 78,08 % азота (по объёму), 20,95 % кислорода, 0,93 % аргона и около 0,03 % углекислого газа. Объемная концентрация компонентов зависит от влажности воздуха — содержания в нём водяного пара, которое колеблется от 0,1 до 1,5 % в зависимости от климата, времени года, местности. Например, при 20 °С и относительной влажности 60 % (средняя влажность комнатного воздуха летом) концентрация кислорода в воздухе составляет 20,64 %. На долю остальных компонентов приходится не более 0,1 %: это водород, метан, оксид углерода, оксиды серы и оксиды азота и другие инертные газы, кроме аргона[164]. Также в воздухе всегда присутствуют твердые частицы (пыль — это частицы органических материалов, пепел, сажа, пыльца растений и др., при низких температурах — кристаллы льда) и капли воды (облака, туман) — аэрозоли. Концентрация твёрдых частиц пыли уменьшается с высотой. В зависимости от времени года, климата и местности концентрация частиц аэрозолей в составе атмосферы изменяется. Выше 200 км основной компонент атмосферы — азот. На высоте свыше 600 км преобладает гелий, а от 2000 км — водород («водородная корона»)[149].
Погода и климат
Земная атмосфера не имеет определённых границ, она постепенно становится тоньше и разреженнее, переходя в космическое пространство. Три четверти массы атмосферы содержится в первых 11 километрах от поверхности планеты (тропосфера). Солнечная энергия нагревает этот слой у поверхности, вызывая расширение воздуха и уменьшая его плотность. Затем нагретый воздух поднимается, а его место занимает более холодный и плотный воздух. Так возникает циркуляция атмосферы — система замкнутых течений воздушных масс путем перераспределения тепловой энергии[165].
Основой циркуляции атмосферы являются пассаты в экваториальном поясе (ниже 30° широты) и западные ветры умеренного пояса (в широтах между 30° и 60°)[166]. Морские течения также являются важными факторами в формировании климата, также как и термохалинная циркуляция, которая распределяет тепловую энергию из экваториальных регионов в полярные[167].
Водяной пар, поднимающийся с поверхности, формирует облака в атмосфере. Когда атмосферные условия позволят подняться теплому влажному воздуху, эта вода конденсируется и выпадает на поверхность в виде дождя, снега или града[165]. Бо́льшая часть атмосферных осадков, выпавших на сушу, попадает в реки, и в конечном итоге возвращается в океаны или остаётся в озёрах, а затем снова испаряется, повторяя цикл. Этот круговорот воды в природе является жизненно важным фактором для существования жизни на суше. Количество осадков, выпадающих за год различно, начиная от нескольких метров до нескольких миллиметров в зависимости от географического положения региона. Атмосферная циркуляция, топологические особенности местности и перепады температур определяют среднее количество осадков, которое выпадает в каждом регионе[168].
Количество солнечной энергии, достигнувшее поверхности Земли, уменьшается с увеличением широты. В более высоких широтах солнечный свет падает на поверхность под более острым углом, чем в низких; и он должен пройти более длинный путь в земной атмосфере. В результате этого среднегодовая температура воздуха (на уровне моря) уменьшается примерно на 0,4 °С при движении на 1 градус по обе стороны от экватора[169]. Земля разделена на климатические пояса — природные зоны, имеющие приблизительно однородный климат. Типы климата могут быть классифицированы по режиму температуры, количеству зимних и летних осадков. Наиболее распространённая система классификации климата — классификация Кёппена, в соответствии с которой наилучшим критерием определения типа климата является то, какие растения произрастают на данной местности в естественных условиях[170]. В систему входят пять основных климатических зон (влажные тропические леса, пустыни, умеренный пояс, континентальный климат и полярный тип), которые в свою очередь подразделяются на более конкретные подтипы[166].
Биосфера
Основная статья: Биосфера
Биосфера (от др.-греч. βιος — жизнь и σφαῖρα — сфера, шар) — это совокупность частей земных оболочек (лито-, гидро- и атмосферы), которая заселена живыми организмами, находится под их воздействием и занята продуктами их жизнедеятельности. Термин «биосфера» был впервые предложен австрийским геологом и палеонтологом Эдуардом Зюссом в 1875 году[171]. Биосфера — оболочка Земли, заселённая живыми организмами и преобразованная ими. Она начала формироваться не ранее, чем 3,8 млрд лет назад, когда на нашей планете стали зарождаться первые организмы. Она включает в себя всю гидросферу, верхнюю часть литосферы и нижнюю часть атмосферы, то есть населяет экосферу. Биосфера представляет собой совокупность всех живых организмов. В ней обитает несколько миллионов видов растений, животных, грибов и микроорганизмов.
Биосфера состоит из экосистем, которые включают в себя сообщества живых организмов (биоценоз), среды их обитания (биотоп), системы связей, осуществляющие обмен веществом и энергией между ними. На суше они разделены главным образом географическими широтами, высотой над уровнем моря и различиями по выпадению осадков. Наземные экосистемы, находящиеся в Арктике или Антарктике, на больших высотах или в крайне засушливых районах, относительно бедны растениями и животными; разнообразие видов достигает пика во влажных тропических лесах экваториального пояса[172].
Магнитное поле Земли
Основная статья: Магнитное поле Земли
Структура магнитного поля Земли
Магнитное поле Земли в первом приближении представляет собой диполь, полюса которого расположены рядом с географическими полюсами планеты. Поле формирует магнитосферу, которая отклоняет частицы солнечного ветра. Они накапливаются в радиационных поясах — двух концентрических областях в форме тора вокруг Земли. Около магнитных полюсов эти частицы могут «высыпаться» в атмосферу и приводить к появлению полярных сияний. На экваторе магнитное поле Земли имеет индукцию 3,05·10-5 Tл и магнитный момент 7,91·1015 Tл·м3[173].
Согласно теории «магнитного динамо», поле генерируется в центральной области Земли, где тепло создаёт протекание электрического тока в жидком металлическом ядре. Это в свою очередь приводит к возникновению у Земли магнитного поля. Конвекционные движения в ядре являются хаотичными; магнитные полюса дрейфуют и периодически меняют свою полярность. Это вызывает инверсии магнитного поля Земли, которые возникают в среднем несколько раз за каждые несколько миллионов лет. Последняя инверсия произошла приблизительно 700 000 лет назад[174][175].
Магнитосфера — область пространства вокруг Земли, которая образуется, когда поток заряженных частиц солнечного ветра отклоняется от своей первоначальной траектории под воздействием магнитного поля. На стороне, обращённой к Солнцу, толщина её головной ударной волны составляет около 17 км[176] и расположена она на расстоянии около 90 000 км от Земли[177]. На ночной стороне планеты магнитосфера вытягивается, приобретая длинную цилиндрическую форму.
Когда заряженные частицы высокой энергии сталкиваются с магнитосферой Земли, то появляются радиационные пояса (пояса Ван Аллена). Полярные сияния возникают когда солнечная плазма достигает атмосферы Земли в районе магнитных полюсов[178].
Орбита и вращение Земли
Основная статья: Суточное вращение Земли
Вращение Земли
Земле требуется в среднем 23 часа 56 минут и 4,091 секунд (звёздные сутки), чтобы совершить один оборот вокруг своей оси[179][180]. Скорость вращения планеты с запада на восток составляет примерно 15 градусов в час (1 градус в 4 минуты, 15' в минуту). Это эквивалентно угловому диаметру Солнца или Луны каждые две минуты (видимые размеры Солнца и Луны примерно одинаковы)[181][182].
Вращение Земли нестабильно: скорость её вращения относительно небесной сферы меняется (в апреле и ноябре продолжительность суток отличается от эталонных на 0,001 с), ось вращения прецессирует (на 20,1" в год) и колеблется (удаление мгновенного полюса от среднего не превышает 15')[183]. В большом масштабе времени — замедляется. Продолжительность одного оборота Земли увеличивалась за последние 2000 лет в среднем на 0,0023 секунды в столетие (по наблюдениям за последние 250 лет это увеличение меньше — около 0,0014 секунды за 100 лет)[184]. Из-за приливного ускорения каждые следующие сутки оказываются длиннее предыдущих, в среднем, на 29 наносекунд[185]
Период вращения Земли относительно неподвижных звезд, в Международной службе вращения Земли (IERS), равен 86164,098903691 секунд по версии UT1 или 23 ч. 56 мин. 4.098903691 с[3][186].
Земля движется вокруг Солнца по эллиптической орбите на расстоянии около 150 млн км со средней скоростью 29,765 км/сек. Скорость колеблется от 30,27 км/сек (в перигелии) до 29,27 км/сек (в афелии)[187]. Двигаясь по орбите, Земля совершает полный оборот за 365,2564 средних солнечных суток (один звёздный год). С Земли перемещение Солнца относительно звёзд составляет около 1° в день в восточном направлении. Скорость движения Земли по орбите непостоянна: в июле (при прохождении афелия) она минимальна и составляет около 60 угловых минут в сутки, а при прохождении перигелия в январе максимальна, около 62 минут в сутки. Солнце и вся Cолнечная система обращается вокруг центра галактики Млечного Пути по почти круговой орбите со скоростью около 220 км/c. В свою очередь, Солнечная система в составе Млечного Пути движется со скоростью примерно 20 км/с по направлению к точке (апексу), находящейся на границе созвездий Лиры и Геркулеса, ускоряясь по мере расширения Вселенной.
Снимок Земли, сделанный космическим аппаратом Вояджер-1 с расстояния в 6 млрд км (40 а.е.) от Земли.
Снимок Земли, сделанный космическим аппаратом Юнона с расстояния в 9,66 миллионов километров (0.06457 а.е.) от Земли. 26 августа 2011
Земля с Марса
Луна обращается вместе с Землёй вокруг общего центра масс каждые 27,32 суток относительно звёзд. Промежуток времени между двумя одинаковыми фазами луны (синодический месяц) составляет 29,53059 дня. Если смотреть с северного полюса мира, Луна движется вокруг Земли против часовой стрелки. В эту же сторону происходит и обращение всех планет вокруг Солнца, и вращение Солнца, Земли и Луны вокруг своей оси. Ось вращения Земли отклонена от перпендикуляра к плоскости её орбиты на 23,5 градуса (направление и угол наклона оси Земли изменяется из-за прецессии, а видимое возвышение Солнца зависит от времени года); орбита Луны наклонена на 5 градусов относительно орбиты Земли (без этого отклонения в каждом месяце происходило бы одно солнечное и одно лунное затмение)[188].
Из-за наклона оси Земли высота Солнца над горизонтом в течение года изменяется. Для наблюдателя в северных широтах летом, когда Cеверный полюс наклонён к Солнцу, светлое время суток длится дольше и Солнце в небе находится выше. Это приводит к более высоким средним температурам воздуха. Зимой, когда Северный полюс отклоняется в противоположную от Солнца сторону, ситуация изменяется на обратную и средняя температура становится ниже. За Северным полярным кругом в это время бывает полярная ночь, которая на широте Северного полярного круга длится почти двое суток (солнце не восходит в день зимнего солнцестояния), достигая на Северном полюсе полугода.
Эти изменения погодных условий, обусловленные наклоном земной оси, приводят к смене времён года. Четыре сезона определяются солнцестояниями — моментами, когда земная ось максимально наклонена по направлению к Солнцу либо от Солнца, — и равноденствиями. Зимнее солнцестояние происходит около 21 декабря, летнее — примерно 21 июня, весеннее равноденствие — приблизительно 20 марта, а осеннее — 23 сентября. Когда Северный полюс наклонён к Солнцу, южный, соответственно, наклонён от него. Таким образом, когда в северном полушарии лето, в южном — зима, и наоборот (хотя месяцы называются одинаково, то есть, например, февраль в северном полушарии — последний (и самый холодный) месяц зимы, а в южном — последний (и самый тёплый) месяц лета).
Первое в истории изображение целой Земли (реставрация). Выполнено с помощью орбитальной станции Lunar Orbiter V 8 августа 1967 года.
Угол наклона земной оси относительно постоянен в течение длительного времени. Однако он претерпевает незначительные смещения (известные как нутация) с периодичностью 18,6 лет. Также существуют долгопериодические колебания (около 41 000 лет), известные как циклы Миланковича. Ориентация оси Земли со временем тоже изменяется, длительность периода прецессии составляет 25 000 лет; эта прецессия является причиной различия звёздного года и тропического года. Оба эти движения вызваны меняющимся притяжением, действующим со стороны Солнца и Луны на экваториальную выпуклость Земли. Полюсы Земли перемещаются относительно её поверхности на несколько метров. Такое движение полюсов имеет разнообразные циклические составляющие, которые вместе называются квазипериодическим движением. В дополнение к годичным компонентам этого движения существует 14-месячный цикл, именуемый чандлеровским движением полюсов Земли. Скорость вращения Земли также не постоянна, что отражается в изменении продолжительности суток[189].
В настоящее время Земля проходит перигелий около 3 января, а афелий — примерно 4 июля. Количество солнечной энергии, достигающей Земли в перигелии, на 6,9 % больше, чем в афелии, поскольку расстояние от Земли до Солнца в афелии больше на 3,4 %. Это объясняется законом обратных квадратов. Так как южное полушарие наклонено в сторону Солнца примерно в то же время, когда Земля находится ближе всего к Солнцу, то в течение года оно получает немного больше солнечной энергии, чем северное. Однако этот эффект значительно менее значим, чем изменение полной энергии, обусловленное наклоном земной оси, и, кроме того, бо́льшая часть избыточной энергии поглощается бо́льшим количеством воды южного полушария[190].
Для Земли радиус сферы Хилла (сфера влияния земной гравитации) равен примерно 1,5 млн км[191][комм. 4]. Это максимальное расстояние, на котором влияние гравитации Земли больше, чем влияние гравитаций других планет и Солнца.
Наблюдение
Впервые Земля была сфотографирована из космоса в 1959 году аппаратом Эксплорер-6[192]. Первым человеком, увидевшим Землю из космоса, стал в 1961 году Юрий Гагарин. Экипаж Аполлона-8 в 1968 году первым наблюдал восход Земли с лунной орбиты. В 1972 году экипаж Аполлона-17 сделал знаменитый снимок Земли — «The Blue Marble».
Из открытого космоса и с «внешних» планет (расположенных за орбитой Земли) можно наблюдать прохождение Земли через фазы, подобные лунным, так же, как земной наблюдатель может видеть фазы Венеры (открытые Галилео Галилеем).
Луна
Основная статья: Луна
Луна — относительно большой планетоподобный спутник с диаметром, равным четверти земного. Это самый большой, по отношению к размерам своей планеты, спутник Солнечной системы. По названию земной Луны, естественные спутники других планет также называются «лунами».
Вид Земли и Луны с Марса
Гравитационное притяжение между Землёй и Луной является причиной земных приливов и отливов. Аналогичный эффект на Луне проявляется в том, что она постоянно обращена к Земле одной и той же стороной (период оборота Луны вокруг своей оси равен периоду её оборота вокруг Земли; см. также приливное ускорение Луны). Это называется приливной синхронизацией. Во время обращения Луны вокруг Земли Солнце освещает различные участки поверхности спутника, что проявляется в явлении лунных фаз: тёмная часть поверхности отделяется от светлой терминатором.
Из-за приливной синхронизации Луна удаляется от Земли примерно на 38 мм в год. Через миллионы лет это крошечное изменение, а также увеличение земного дня на 23 мкс в год, приведут к значительным изменениям[193]. Так, например, в девоне (примерно 410 млн лет назад) в году было 400 дней, а сутки длились 21,8 часа[194].
Полная Луна
Луна может существенно повлиять на развитие жизни путём изменения климата на планете. Палеонтологические находки и компьютерные модели показывают, что наклон земной оси стабилизируется приливной синхронизацией Земли с Луной[195]. Если бы ось вращения Земли приблизилась к плоскости эклиптики, то в результате климат на планете стал бы чрезвычайно суровым. Один из полюсов был бы направлен прямо на Солнце, а другой — в противоположную сторону, и по мере обращения Земли вокруг Солнца они менялись бы местами. Полюсы были бы направлены прямо на Солнце летом и зимой. Планетологи, изучавшие такую ситуацию, утверждают, что, в таком случае на Земле вымерли бы все крупные животные и высшие растения[196].
Видимый с Земли угловой размер Луны очень близок к видимому размеру Солнца. Угловые размеры (и телесный угол) этих двух небесных тел схожи, потому что хоть диаметр Солнца и больше лунного в 400 раз, оно находится в 400 раз дальше от Земли. Благодаря этому обстоятельству и наличию значительного эксцентриситета орбиты Луны, на Земле могут наблюдаться как полные, так и кольцеобразные затмения.
Наиболее распространённая гипотеза происхождения Луны, гипотеза гигантского столкновения, утверждает, что Луна образовалась в результате столкновения протопланеты Теи (размером примерно с Марс) с прото-Землёй. Это, среди прочего, объясняет причины сходства и различия состава лунного грунта и земного[197].
В настоящее время у Земли нет других естественных спутников, кроме Луны, однако есть по крайней мере два естественных соорбитальных спутника — это астероиды 3753 Круитни, 2002 AA29[198][199] и множество искусственных.
Воспроизведение в масштабе относительных размеров Земли, Луны и расстояния между ними
Потенциально опасные объекты
Основная статья: Астероиды, сближающиеся с Землёй
Падение на Землю крупных (диаметром в несколько тысяч км) астероидов представляет опасность её разрушения, однако все наблюдаемые в современную эпоху подобные тела для этого слишком малы и их падение опасно только для биосферы. Согласно распространённым гипотезам, такие падения могли послужить причиной нескольких массовых вымираний[200][201], но однозначного ответа до сих пор не получено.
Астероиды с перигелийными расстояниями, меньшими или равными 1,3 астрономических единицы[202] считаются сближающимися с Землёй. Астероиды, которые могут в обозримом будущем приблизиться к Земле на расстояние, меньшее или равное 0,05 а. е. и абсолютная звёздная величина которых не превышает 22m считаются потенциально опасными объектами. Если взять среднее альбедо астероидов равным 0,13, то этому значению соответствуют тела, размер которых в поперечнике превышает 150 м[202]. Тела меньших размеров при прохождении сквозь атмосферу большей частью разрушаются и сгорают, не представляя Земле существенной угрозы[202]. Такие объекты могут причинить лишь локальный ущерб. Только 20 % астероидов, сближающихся с Землёй, являются потенциально опасными[202].
Географические сведения
Основная статья: География
Физическая карта Земли
Площадь
Поверхность: 510,072 млн км²
Суша: 148,94 млн км² (29,1 %)[203]
Вода: 361,132 млн км² (70,9 %)[203]
Длина береговой линии: 356 000 км[203]
Использование суши
Данные на 2011 год[203]
пашня — 10,43 %
многолетние насаждения — 1,15 %
другое — 88,42 %
Поливные земли: 3 096 621,45 км² (на 2011 год)[203]
Социально-экономическая география
Основные статьи: Человек разумный, Социально-экономическая география, Население Земли
31 октября 2011 года население Земли достигло 7 миллиардов человек[204]. Согласно оценкам ООН, население Земли достигнет 7,3 миллиардов в 2013 году и 9,2 млрд в 2050 году[205]. Ожидается, что основная доля роста населения придётся на развивающиеся страны. Средняя плотность населения на суше около 47 чел./км2, в разных местах Земли сильно различается, причём наивысшей она является в Азии. По прогнозам, к 2030 году уровень урбанизации населения достигнет 60 %[206], тогда как сейчас он составляет 49 % в среднем по миру[206].
На 12 июня 2013 года за пределами Земли побывал 531 человек, из них 12 были на Луне.
7 континентов Земли:[207] Северная Америка, Южная Америка, Антарктида, Африка, Европа, Азия, Австралия[208]
Композиционное изображение ночной поверхности Земли (2000 г.). Это изображение — не фотография, и его детали кажутся ярче, чем они на самом деле.
Файл:Northwest coast of United States to Central South America at Night.ogv
Вид на Землю из космоса (МКС). — видео.
Роль в культуре
Фотография Земли с космического корабля Аполлон-17
Почтовая марка СССР 1969 года с изображением Земли (ЦФА (ИТЦ «Марка») № 3822).
Русское слово «земля» восходит к праслав. *zemja с тем же значением, которое, в свою очередь, продолжает пра-и.е. *dheĝhōm «земля»[209][210][211].
В английском языке Земля — Earth. Это слово продолжает древнеанглийское eorthe и среднеанглийское erthe[212]. Как имя планеты Earth впервые было использовано около 1400 года[213]. Это единственное название планеты, которое не было взято из греко-римской мифологии.
Стандартный астрономический знак Земли — крест, очерченный окружностью. Этот символ использовался в различных культурах для разных целей. Другая версия символа — крест на вершине круга (♁), стилизованная держава; использовался в качестве раннего астрономического символа планеты Земля[214].
Во многих культурах Земля обожествляется. Она ассоциируется с богиней, богиней-матерью, называется Мать Земля, нередко изображается как богиня плодородия.
У ацтеков Земля называлась Тонанцин — «наша мать». У китайцев — это богиня Хоу-Ту (后土)[215], похожая на греческую богиню Земли — Гею. В скандинавской мифологии богиня Земли Ёрд была матерью Тора и дочерью Аннара. В древнеегипетской мифологии, в отличие от многих других культур, Земля отождетствляется с мужчиной — бог Геб, а небо с женщиной — богиня Нут.
Во многих религиях существуют мифы о возникновении мира, повествующие о сотворении Земли одним или несколькими божествами.
Во множестве античных культур Земля считалась плоской, так, в культуре Месопотамии, мир представлялся в виде плоского диска, плавающего по поверхности океана. Предположения о сферической форме Земли были сделаны древнегреческими философами; такой точки зрения придерживался Пифагор. В Средневековье большинство евр
|
|
|
|
|
|
БЕБЕБЕ
|
16.11.2013 в 21:02
|
|
Написал(а): ЭЭЭЭЭЭЭХ
|
положительный
|
География
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 13 ноября 2013; проверки требует 1 правка.
У этого термина существуют и другие значения, см. География (значения).
Геогра́фия: (др.-греч. γεωγραφία, землеописание, от γῆ — Земля и γράφω — пишу, описываю)
единый комплекс наук, изучающих географическую оболочку Земли и акцентирующихся на выявлении пространственно-временных закономерностей. Основными объектами изучения географических наук являются геосферы (биосфера, атмосфера, литосфера, гидросфера и почвенный покров) и геосистемы (ландшафты, природные зоны, биогеоценозы…)
свод знаний о пространственно-временных особенностях какой-либо территории, объекта, явления или процесса (география материков и океанов, география России, география тундры, география распространения птичьего гриппа, география карстовых процессов N-ской области)
Физическая карта мира (Средняя) (Большая 2 MB)
Объект изучения географии — законы и закономерности размещения и взаимодействия компонентов географической среды и их сочетаний на разных уровнях. Сложность объекта исследования и широта предметной области обусловили дифференциацию единой географии на ряд специализированных (отраслевых) научных дисциплин, образующих систему географических наук. В её рамках выделяются естественные (физико-географические) и общественные (социально-экономические) географические науки. Иногда отдельно выделяют географическую картографию, как отдельную географическую дисциплину.
География — одна из древнейших наук. Многие её основы были заложены в эллинскую эпоху. Обобщил этот опыт выдающийся географ Клавдий Птолемей в 1 в н. э. Расцвет западной географической традиции приходится на эпоху Возрождения, которая отмечается переосмыслением достижений эпохи позднего эллинизма и значительными достижениями в картографии, которые принято связывать с именем Герхарда Меркатора. Основы современной академической географии в 1-й половине XIX века заложили Александр Гумбольдт и Карл Риттер.
Содержание [убрать]
1 История географии
1.1 География Древнего Востока
1.2 Античная средиземноморская география
1.3 География Средневековья
1.4 Эпоха Великих географических открытий
1.5 Эпоха экспедиций
1.6 Научные экспедиции и теоретические открытия XIX — начала XX веков
2 Географические открытия
3 Карта как основа географических исследований
4 Географическая картина мира и географическая культура
4.1 Физическая география
4.2 Социально-экономическая география
5 Персоналии
6 Основные географические проблемы
7 Основные географические дискуссии
8 См. также
9 Литература
10 Ссылки
10.1 Научные сайты
10.2 Научно-популярные сайты
История географии[править | править исходный текст]
Основная статья: История географии
География Древнего Востока[править | править исходный текст]
Уже в 2 тыс. до н. э. в Древнем Египте снаряжались экспедиции в центр Африки, по Средиземному и Красному морям. Расселение народов, войны и торговля расширяли знания людей об окружающих пространствах, вырабатывали навыки ориентирования по Солнцу, Луне и звездам. Зависимость земледелия и скотоводства от разливов рек и других периодических природных явлений определила появление календаря.
В 3-2 тысячелетии до н. э. представители Хараппской цивилизации (на территории современного Пакистана) открыли муссоны. Элементы географии содержат священные древнеиндийские книги: в «Ведах» целая глава посвящена космологии, в «Махабхарате» можно найти перечень океанов, гор, рек. Уже IX—VIII веках до н. э. в Древнем Китае при выборе места для постройки крепости составляли карты подходящих участков. В III веке до н. э. появляются сочинения целиком посвящённые географии, компас и прибор для измерения расстояния, «Региональный атлас» Китая.
Античная средиземноморская география[править | править исходный текст]
Карта мира, сделанная Птолемеем
Досократическая философская традиция уже породила немало предпосылок к появлению географии. Древнейшие описания Земли носили у греков название «периодов» (περίοδοι), то есть «объездов»; название это применялось одинаково к картам и описаниям; им пользовались нередко и впоследствии вместо названия «география»; так, Арриан называет этим именем общую географию Эратосфена. Одновременно употреблялись также названия «перипл» (περίπλος) в смысле морского объезда, описания берегов, и «периегез» (περιήγησις) — в смысле сухопутного объезда или путеводителя. Страбон противопоставляет «периплы» с их перечислениями гаваней, как односторонние описания мореходов, не собирающих сведений о странах, удалённых от берегов, — «периегезам», содержащим в себе подробное описание стран, и таким географическим трудам, как Эратосфенов, имевшим задачей астрономическо-математическое определение величины земного шара и вида и распределения «обитаемой земли» (ήοίκουμένη) на его поверхности. Название «периегезов» Страбон придает и частям своего собственного сочинения, подробно описывающего известные тогда страны, иногда, впрочем, смешивая термины «периегез» и «перипл», тогда как другие авторы явственно отличают «периплы» от «периегезов», причем у некоторых позднейших авторов название «периегез» употребляется даже в смысле наглядного представления всей обитаемой земли. Есть указания, что «периоды» или «периплы» (рядом с документами или грамотами об основании городов, «ктизисами») были первыми греческими манускриптами, первыми опытами применения заимствованного у финикийцев искусства письма.
Составители географических «объездов» назывались «логографами»; они были первыми греческими писателями-прозаиками и предшественниками греческих историков. Геродот пользовался ими немало при составлении своей истории. Немногие из этих «объездов» дошли до нас, и то более позднейшего времени: некоторые из них, как «Перипл Красного моря» (I век н. э.) или «Перипл Понта Эвксинского» — Арриана (II в. после Р. X.), составляют важные источники по древней географии. Формой «перипла» пользовались в позднейшее время для описания «обитаемой земли», совершая вокруг неё как бы мысленный, воображаемый объезд. Такой характер имеет, например, география Помпония Мелы (I век н. э.) и прочие.
Название «объезд» было в данном случае тем более подходящим, что древнейшее представление греков о Земле соединялось с представлением о круге. Это представление, естественно вызываемое круглой линией видимого горизонта, встречается уже у Гомера, где оно имеет только ту особенность, что земной диск представлялся омываемым рекой «Океаном», за пределами которой помещалось таинственное царство теней. Океан — река уступил скоро место океану — морю в смысле внешнего моря, омывающего кругом обитаемую землю, но понятие о Земле, как о плоском круге, продолжало жить долго, по крайней мере в народном представлении, и возродилось с новой силой в средние века. Хотя уже Геродот насмехался над теми, которые воображали себе Землю правильным диском, как бы выточенным искусным столяром, и считал не доказанным, чтобы обитаемая земля была окружена со всех сторон океаном, однако представление, что Земля есть круглая плоскость, несущая на себе в виде острова круглую же «обитаемую землю», господствовало в период древнейшей ионической школы. Оно нашло себе выражение и в картах Земли, которые также делались круглыми и первая из которых приписывается обычно Анаксимандру. До нас также дошло известие о круглой карте Аристагора Милетского, современника Гекатея, исполненной на меди и изображавшей море, землю и реки. Из свидетельств Геродота и Аристотеля можно заключить, что на древнейших картах обитаемая земля изображалась также круглой и омываемой кругом океаном; с запада, от Геркулесовых столбов, середина ойкумены была прорезана внутренним (Средиземным) морем, к которому с восточной окраины подходило восточное внутреннее море, и оба эти моря служили к отделению южного полукруга Земли от северного. Круглые плоские карты были в ходу в Греции ещё во времена Аристотеля и позже, когда шаровидность Земли уже была признана почти всеми философами.
Анаксимандр выдвинул предположение о том, что Земля имеет форму цилиндра, и сделал революционное предположение, что на другой стороне «цилиндра» также должны жить люди. Он издавал и отдельные географические сочинения.
В IV в. до н. э. — V в. н. э. античные учёные-энциклопедисты пытались создать теорию о происхождении и строении окружающего мира, изобразить известные им страны в виде чертежей. Результатами этих изысканий явилось умозрительное представление о Земле как о шаре (Аристотель), создание карт и планов, определение географических координат, введение в обиход параллелей и меридианов, картографических проекций. Кратет Малльский, философ-стоик, изучал строение земного шара и создал модель — глобус, также он предполагал, как должны соотноситься погодные условия северного и южного полушарий.
«География» в 8-ми томах Клавдия Птолемея содержала сведения о более чем 8000 географических названиях и координаты почти 400 точек. Эратосфен Киренский впервые измерил дугу меридиана и оценил размеры Земли, ему принадлежит и сам термин «география» (землеописание). Страбон был родоначальником страноведения, геоморфологии и палеогеографии. В трудах Аристотеля изложены основы гидрологии, метеорологии, океанологии и намечается разделение географических наук.
География Средневековья[править | править исходный текст]
До середины XV в. открытия греков были забыты, и «центр географической науки» сместился на Восток. Ведущая роль в географических открытиях перешла к арабам. Это учёные и путешественники — Ибн Сина, Бируни, Идриси, Ибн Баттута. Важные географические открытия в Исландии, Гренландии и Северной Америке были сделаны норманнами, а также новгородцами, достигшими Шпицбергена и устья Оби.
Марко Поло
Венецианский купец Марко Поло открыл для европейцев Восточную Азию. А Афанасий Никитин, ходивший по Каспийскому, Чёрному и Аравийскому морям и достигнув Индии, описал природу и жизнь этой страны.
Эпоха Великих географических открытий[править | править исходный текст]
XV—XVII века — расцвет географии на фоне всеобщего подъёма культуры и науки. География стала важнейшей наукой, обогатилась сведениями о природе и населении почти всей суши, начала делиться на общую и частную. На карте Меркатора были показаны реальные очертания материков, а на карте Леонардо да Винчи — гипотетический Южный материк. В России же создали «Большой чертеж» Российского государства в 1627 году.
Карта Европы Меркатора, 1554
Эпоха экспедиций[править | править исходный текст]
В XVII—XVIII веках поиски новых земель и путей велись с государственным размахом. Большое значение приобрели фиксация, картографирование и обобщение приобретенных знаний. Поиски Южного материка закончились открытием Австралии (Янсзон) и Океании. Три кругосветных экспедиции совершил Джеймс Кук, открыв Гавайи и Большой Барьерный риф. Русские первопроходцы продвигались в Сибирь на Дальний Восток.
М. В. Ломоносов в 1739 году создал Географический департамент, а при Екатерине II составил первый кадастр землепользования. Кроме этого, он предложил идеи о непрерывном изменении лика Земли под влиянием внутренних и внешних сил, о движении воздушных масс, о слоях земных и т. д.
Александр фон Гумбольдт, 1806
Научные экспедиции и теоретические открытия XIX — начала XX веков[править | править исходный текст]
Значительные территориальные открытия сочетались с глубокими теоретическими обобщениями, открытием географических законов (Гумбольдт, Риттер, Реклю, Тюнен). География уже не ограничивалась описанием фактов, но и пыталась дать им объяснения. Проводятся прикладные географические исследования и создаются научные географические общества.
В России сформировались: Русское географическое общество, мощные географические школы, представители которых (Ф. П. Литке, П. П. Семенов-Тян-Шанский, Н. М. Пржевальский, П. А. Кропоткин, Н. Н. Миклухо-Маклай, А. И. Воейков, В. В. Докучаев, К. И. Арсеньев) внесли большой вклад в исследование Евразии и других регионов мира.
В 1884 году в Московском университете Д. Н. Анучиным была создана первая кафедра географии.
Географические открытия[править | править исходный текст]
Основная статья: Географические открытия
Карта как основа географических исследований[править | править исходный текст]
Спутниковый снимок Земли.
«От карты всякое географическое исследование исходит и к карте приходит, с карты начинается и картой заканчивается» (Н. Н. Баранский). Несмотря на внедрение в географию новых методов, картографический метод является одним из основных при проведении исследований. Связано это с тем, что карта — наиболее совершенный способ передачи пространственной информации. Метод моделирования в географии, геоинформационные и дистанционные методы опираются на картографический метод.
Географическая картина мира и географическая культура[править | править исходный текст]
Под географической культурой чаще всего понимают культуру географии как науки. Культуру географических знаний как учёных-географов, так и населения. В работах «Географическая культура» и «Географическая картина мира» В. П. Максаковский рассматривает эти взаимосвязанные понятия с позиции современной географии. В географическую культуру он включает следующие компоненты: 1) географическую картину мира, 2) географическое мышление, 3) методы географии, 4) язык географии. К сожалению, между массовой и научной географической культурой существует разрыв, так как общество в основном сталкивается с описательной географией и не имеет представления о языке и методах современной географии.
Физическая география[править | править исходный текст]
Объектом изучения физической географии является географическая оболочка в целом, составляющие её природные комплексы и компоненты.
Основу физической географии составляет общее землеведение и ландшафтоведение. Общее землеведение занимается изучением закономерностей географической оболочки в целом, ландшафтоведение изучает ландшафтные комплексы.
Отраслевые науки:
Биогеография.
Климатология.
Геоморфология.
Гидрология.
Океанология.
Гляциология.
Криолитология.
География почв.
Палеогеография.
Социально-экономическая география[править | править исходный текст]
Социально-экономическая география изучает территориальную организацию общества, подразделяется на четыре отраслевых блока (со своими разделами):
Экономическая география
Социальная география
Политическая география
Культурная география
Историческая география
Страноведение и Геоурбанистика — дисциплины, посвящённые комплексному описанию отдельных территорий и изучению проблем их развития.
Персоналии[править | править исходный текст]
Учёные, внесшие значительный вклад в становление географии как науки
Александр фон Гумбольдт, 1847
Карл Риттер
Уолтер Айзард
Иван Гаврилович Александров
Дмитрий Николаевич Анучин
Константин Иванович Арсеньев
Николай Николаевич Баранский
Лев Семёнович Берг
Вильям Бунге
Бернхард Варен
Альфред Вебер
Владимир Иванович Вернадский
Поль Видаль де ла Блаш
Александр Иванович Воейков (См.)
Альфред Геттнер
Андрей Александрович Григорьев
Александр фон Гумбольд
Василий Васильевич Докучаев
Карл Зауэр
Анатолий Григорьевич Исаченко
Станислав Викентьевич Калесник
Николай Николаевич Колосовский
Андрей Николаевич Краснов
Вальтер Кристаллер
Глеб Максимилианович Кржижановский
Владимир Святославович Кусов
Август Лёш
Владимир Павлович Максаковский
Герхард Фридрих Миллер
Фёдор Николаевич Мильков
Лев Ильич Мечников
Георгий Фёдорович Морозов
Владимир Сергеевич Преображенский
Фридрих Ратцель
Карл Риттер
Константин Алексеевич Салищев
Вениамин Петрович Семёнов-Тян-Шанский
Пётр Петрович Семёнов-Тян-Шанский
Николай Адольфович Солнцев
Николай Владимирович Сукачёв
Страбон
Василий Никитич Татищев
Иоганн Генрих фон Тюнен
Торстен Хагерстранд
Питер Хаггет
Дэвид Харви
Ричард Хартшорн
Ричард Чорли
Жан Жак Элизе Реклю
Путешественники, совершившие значительные открытия (без путешественников-учёных)
Васко да Гама
Христофор Колумб
Иван Фёдорович Крузенштерн
Михаил Петрович Лазарев
Афанасий Никитин
Марко Поло
Тур Хейердал
Основные географические проблемы[править | править исходный текст]
Проблемы, стоящие на пути развития географии и географических наук.
Проблема единства географии как науки и поиск единого объекта исследования.
Проблема «теоретической географии» и философских основ в географии.
Проблема «утраты» практических наук (землеустройство, мелиорация и пр.) и общественного интереса к географии.
Основные географические дискуссии[править | править исходный текст]
Данные дискуссии до сих пор актуальны в географии, играют огромную роль в географической науке и, возможно, не имеют однозначного решения. Многие из географических дискуссий сосредоточились вокруг терминологии, классификации и других внешне формальных построениях. Однако терминология и классификация — не что иное, как концентрированное изложение теоретических взглядов учёных, и за дискуссией об определении стоят целые научные школы, теории и гипотезы.
Определение географии как науки, существует ли такая наука, предмет изучения географических наук.
Определения понятия «географическая оболочка», отличие географической оболочки от геосфер Земли.
Определение системы географических наук, место отдельных наук в этой системе и их значения для других наук.
Сущность географии как единой науки и есть ли таковая, цели, задачи и предмет изучения географии.
Теоретическая география и есть ли таковая, какая из наук может называться теоретической географией или это отдельная дисциплина, существуют ли общегеографические теории.
Хорологический подход в географии, его главенство в географических исследованиях, является ли география «чистой» хорологической наукой или должна исследовать не только пространственные закономерности.
Определение понятия «карта», отличие карты от других моделей, сущность картографического метода исследований.
Определения понятий «ландшафт», «природно-территориальный комплекс», «геосистема», существует ли объективно ландшафт, сущность физико-географического районирования.
«Дискретность» и «континуальность» географической оболочки
См. также[править | править исходный текст]
Геология
Экономическая география России
Замечательные географы и путешественники
Физическая география
Филателистическая география
Географический объект
Литература[править | править исходный текст]
География // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона: В 86 томах (82 т. и 4 доп.). — СПб., 1890—1907.
Мукитанов Н. К. От Страбона до наших дней: (Эволюция географических представлений и идей). — М.: Мысль, 1985. — 240 с. — 45 000 экз.
Страбон. География / Пер. с др.-греч. Г. А. Стратановского под ред. О. О. Крюгера, общ. ред. С. Л. Утченко — М.: Ладомир, 1994.
Браун Л. А. История географических карт. — М.: Центрополиграф, 2006. — 480 с.
Клавихо, Руи Гонсалес де. Дневник путешествия в Самарканд ко двору Тимура (1403—1406 гг.) / Пер. со старо-испан., предисл. и коммент. И. С. Мироковой. — М.: Наука, 1990. — 211 с.
Лимнология и палеолимнология Монголии. Научные статьи / Группа авторов: Батнасан Н., Дорофеюк Н. И., Дулмаа А. и др. — СПб.: Наука, 1994. — 304 с.
Ссылки[править | править исходный текст]
П: Портал «География»
wikt: География в Викисловаре?
s: География в Викитеке?
commons: География на Викискладе?
n: География в Викиновостях?
Научные сайты[править | править исходный текст]
Русское географическое общество
Кафанов А. И., Кудряшов В. А., 2005. Классики биогеографии : биобиблиографический указатель
Официальный сайт факультета географии и геоэкологии СПбГУ
Официальный сайт географического факультета МГУ им. М. В. Ломоносова
Официальный сайт факультета географии Герценовского университета
Научно-популярные сайты[править | править исходный текст]
География Мира
Геопортал Гео-2000. Информация обо всех странах мира
География, природные богатства, почва, климат
«География. Планета Земля» — географический межпредметный образовательный портал
Журнал «Вокруг света»
Газета «География»
[показать] Просмотр этого шаблона География
[скрыть] Просмотр этого шаблона Наука
Научные направления: Гуманитарные • Естественные • Общественные • Прикладные • Технические • Точные
Астрономия • Биология • География • Геология • Информатика • История • Лингвистика • Математика • Медицина • Психология • Политология • Социология • Физика • Филология • Химия • Экономика • Юриспруденция
Список академических дисциплин
Категория: География
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Аҧсшәа
Acèh
Afrikaans
Akan
Alemannisch
አማርኛ
Aragonés
العربية
ܐܪܡܝܐ
مصرى
অসমীয়া
Asturianu
Авар
Aymar aru
Azərbaycanca
Башҡортса
Boarisch
Žemaitėška
Bikol Central
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Български
भोजपुरी
Bislama
Bamanankan
বাংলা
བོད་ཡིག
Brezhoneg
Bosanski
Català
Chavacano de Zamboanga
Cebuano
کوردی
Corsu
Čeština
Kaszëbsczi
Чӑвашла
Cymraeg
Dansk
Deutsch
ދިވެހިބަސް
Ελληνικά
English
Esperanto
Español
Eesti
Euskara
Estremeñu
فارسی
Suomi
Võro
Føroyskt
Français
Arpetan
Nordfriisk
Furlan
Frysk
Gaeilge
贛語
Gàidhlig
Galego
Avañe'ẽ
ગુજરાતી
Gaelg
עברית
हिन्दी
Fiji Hindi
Hrvatski
Hornjoserbsce
Kreyòl ayisyen
Magyar
Հայերեն
Interlingua
Bahasa Indonesia
Interlingue
Igbo
Ilokano
Ido
Íslenska
Italiano
ᐃᓄᒃᑎᑐᑦ/inuktitut
日本語
Lojban
Basa Jawa
ქართული
Taqbaylit
Адыгэбзэ
Қазақша
Kalaallisut
ភាសាខ្មែរ
ಕನ್ನಡ
한국어
Къарачай-малкъар
Kurdî
Коми
Kernowek
Кыргызча
Latina
Ladino
Lëtzebuergesch
Лезги
Limburgs
Ligure
Lumbaart
Lingála
ລາວ
Lietuvių
Latviešu
Basa Banyumasan
Мокшень
Malagasy
Олык марий
Македонски
മലയാളം
Монгол
मराठी
Bahasa Melayu
Malti
Mirandés
မြန်မာဘာသာ
مازِرونی
Nāhuatl
Plattdüütsch
Nedersaksies
नेपाली
नेपाल भाषा
Nederlands
Norsk nynorsk
Norsk bokmål
Novial
Nouormand
Sesotho sa Leboa
Occitan
Ирон
ਪੰਜਾਬੀ
Kapampangan
Picard
Norfuk / Pitkern
Polski
پنجابی
Ποντιακά
پښتو
Português
Runa Simi
Rumantsch
Romani
Română
Tarandíne
Русиньскый
संस्कृतम्
Саха тыла
Sardu
Sicilianu
Scots
Srpskohrvatski / српскохрватски
සිංහල
Simple English
Slovenčina
Slovenščina
Gagana Samoa
ChiShona
Soomaaliga
Shqip
Српски / srpski
SiSwati
Basa Sunda
Svenska
Kiswahili
Ślůnski
தமிழ்
తెలుగు
Тоҷикӣ
ไทย
Türkmençe
Tagalog
Tok Pisin
Türkçe
Xitsonga
Татарча/tatarça
Українська
اردو
Oʻzbekcha
Vèneto
Vepsän kel’
Tiếng Việt
Volapük
Walon
Winaray
Wolof
ייִדיש
Yorùbá
Zeêuws
中文
文言
Bân-lâm-gú
粵語
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 08:44, 15 ноября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWikiШЩРОИВУКР
География
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 13 ноября 2013; проверки требует 1 правка.
У этого термина существуют и другие значения, см. География (значения).
Геогра́фия: (др.-греч. γεωγραφία, землеописание, от γῆ — Земля и γράφω — пишу, описываю)
единый комплекс наук, изучающих географическую оболочку Земли и акцентирующихся на выявлении пространственно-временных закономерностей. Основными объектами изучения географических наук являются геосферы (биосфера, атмосфера, литосфера, гидросфера и почвенный покров) и геосистемы (ландшафты, природные зоны, биогеоценозы…)
свод знаний о пространственно-временных особенностях какой-либо территории, объекта, явления или процесса (география материков и океанов, география России, география тундры, география распространения птичьего гриппа, география карстовых процессов N-ской области)
Физическая карта мира (Средняя) (Большая 2 MB)
Объект изучения географии — законы и закономерности размещения и взаимодействия компонентов географической среды и их сочетаний на разных уровнях. Сложность объекта исследования и широта предметной области обусловили дифференциацию единой географии на ряд специализированных (отраслевых) научных дисциплин, образующих систему географических наук. В её рамках выделяются естественные (физико-географические) и общественные (социально-экономические) географические науки. Иногда отдельно выделяют географическую картографию, как отдельную географическую дисциплину.
География — одна из древнейших наук. Многие её основы были заложены в эллинскую эпоху. Обобщил этот опыт выдающийся географ Клавдий Птолемей в 1 в н. э. Расцвет западной географической традиции приходится на эпоху Возрождения, которая отмечается переосмыслением достижений эпохи позднего эллинизма и значительными достижениями в картографии, которые принято связывать с именем Герхарда Меркатора. Основы современной академической географии в 1-й половине XIX века заложили Александр Гумбольдт и Карл Риттер.
Содержание [убрать]
1 История географии
1.1 География Древнего Востока
1.2 Античная средиземноморская география
1.3 География Средневековья
1.4 Эпоха Великих географических открытий
1.5 Эпоха экспедиций
1.6 Научные экспедиции и теоретические открытия XIX — начала XX веков
2 Географические открытия
3 Карта как основа географических исследований
4 Географическая картина мира и географическая культура
4.1 Физическая география
4.2 Социально-экономическая география
5 Персоналии
6 Основные географические проблемы
7 Основные географические дискуссии
8 См. также
9 Литература
10 Ссылки
10.1 Научные сайты
10.2 Научно-популярные сайты
История географии[править | править исходный текст]
Основная статья: История географии
География Древнего Востока[править | править исходный текст]
Уже в 2 тыс. до н. э. в Древнем Египте снаряжались экспедиции в центр Африки, по Средиземному и Красному морям. Расселение народов, войны и торговля расширяли знания людей об окружающих пространствах, вырабатывали навыки ориентирования по Солнцу, Луне и звездам. Зависимость земледелия и скотоводства от разливов рек и других периодических природных явлений определила появление календаря.
В 3-2 тысячелетии до н. э. представители Хараппской цивилизации (на территории современного Пакистана) открыли муссоны. Элементы географии содержат священные древнеиндийские книги: в «Ведах» целая глава посвящена космологии, в «Махабхарате» можно найти перечень океанов, гор, рек. Уже IX—VIII веках до н. э. в Древнем Китае при выборе места для постройки крепости составляли карты подходящих участков. В III веке до н. э. появляются сочинения целиком посвящённые географии, компас и прибор для измерения расстояния, «Региональный атлас» Китая.
Античная средиземноморская география[править | править исходный текст]
Карта мира, сделанная Птолемеем
Досократическая философская традиция уже породила немало предпосылок к появлению географии. Древнейшие описания Земли носили у греков название «периодов» (περίοδοι), то есть «объездов»; название это применялось одинаково к картам и описаниям; им пользовались нередко и впоследствии вместо названия «география»; так, Арриан называет этим именем общую географию Эратосфена. Одновременно употреблялись также названия «перипл» (περίπλος) в смысле морского объезда, описания берегов, и «периегез» (περιήγησις) — в смысле сухопутного объезда или путеводителя. Страбон противопоставляет «периплы» с их перечислениями гаваней, как односторонние описания мореходов, не собирающих сведений о странах, удалённых от берегов, — «периегезам», содержащим в себе подробное описание стран, и таким географическим трудам, как Эратосфенов, имевшим задачей астрономическо-математическое определение величины земного шара и вида и распределения «обитаемой земли» (ήοίκουμένη) на его поверхности. Название «периегезов» Страбон придает и частям своего собственного сочинения, подробно описывающего известные тогда страны, иногда, впрочем, смешивая термины «периегез» и «перипл», тогда как другие авторы явственно отличают «периплы» от «периегезов», причем у некоторых позднейших авторов название «периегез» употребляется даже в смысле наглядного представления всей обитаемой земли. Есть указания, что «периоды» или «периплы» (рядом с документами или грамотами об основании городов, «ктизисами») были первыми греческими манускриптами, первыми опытами применения заимствованного у финикийцев искусства письма.
Составители географических «объездов» назывались «логографами»; они были первыми греческими писателями-прозаиками и предшественниками греческих историков. Геродот пользовался ими немало при составлении своей истории. Немногие из этих «объездов» дошли до нас, и то более позднейшего времени: некоторые из них, как «Перипл Красного моря» (I век н. э.) или «Перипл Понта Эвксинского» — Арриана (II в. после Р. X.), составляют важные источники по древней географии. Формой «перипла» пользовались в позднейшее время для описания «обитаемой земли», совершая вокруг неё как бы мысленный, воображаемый объезд. Такой характер имеет, например, география Помпония Мелы (I век н. э.) и прочие.
Название «объезд» было в данном случае тем более подходящим, что древнейшее представление греков о Земле соединялось с представлением о круге. Это представление, естественно вызываемое круглой линией видимого горизонта, встречается уже у Гомера, где оно имеет только ту особенность, что земной диск представлялся омываемым рекой «Океаном», за пределами которой помещалось таинственное царство теней. Океан — река уступил скоро место океану — морю в смысле внешнего моря, омывающего кругом обитаемую землю, но понятие о Земле, как о плоском круге, продолжало жить долго, по крайней мере в народном представлении, и возродилось с новой силой в средние века. Хотя уже Геродот насмехался над теми, которые воображали себе Землю правильным диском, как бы выточенным искусным столяром, и считал не доказанным, чтобы обитаемая земля была окружена со всех сторон океаном, однако представление, что Земля есть круглая плоскость, несущая на себе в виде острова круглую же «обитаемую землю», господствовало в период древнейшей ионической школы. Оно нашло себе выражение и в картах Земли, которые также делались круглыми и первая из которых приписывается обычно Анаксимандру. До нас также дошло известие о круглой карте Аристагора Милетского, современника Гекатея, исполненной на меди и изображавшей море, землю и реки. Из свидетельств Геродота и Аристотеля можно заключить, что на древнейших картах обитаемая земля изображалась также круглой и омываемой кругом океаном; с запада, от Геркулесовых столбов, середина ойкумены была прорезана внутренним (Средиземным) морем, к которому с восточной окраины подходило восточное внутреннее море, и оба эти моря служили к отделению южного полукруга Земли от северного. Круглые плоские карты были в ходу в Греции ещё во времена Аристотеля и позже, когда шаровидность Земли уже была признана почти всеми философами.
Анаксимандр выдвинул предположение о том, что Земля имеет форму цилиндра, и сделал революционное предположение, что на другой стороне «цилиндра» также должны жить люди. Он издавал и отдельные географические сочинения.
В IV в. до н. э. — V в. н. э. античные учёные-энциклопедисты пытались создать теорию о происхождении и строении окружающего мира, изобразить известные им страны в виде чертежей. Результатами этих изысканий явилось умозрительное представление о Земле как о шаре (Аристотель), создание карт и планов, определение географических координат, введение в обиход параллелей и меридианов, картографических проекций. Кратет Малльский, философ-стоик, изучал строение земного шара и создал модель — глобус, также он предполагал, как должны соотноситься погодные условия северного и южного полушарий.
«География» в 8-ми томах Клавдия Птолемея содержала сведения о более чем 8000 географических названиях и координаты почти 400 точек. Эратосфен Киренский впервые измерил дугу меридиана и оценил размеры Земли, ему принадлежит и сам термин «география» (землеописание). Страбон был родоначальником страноведения, геоморфологии и палеогеографии. В трудах Аристотеля изложены основы гидрологии, метеорологии, океанологии и намечается разделение географических наук.
География Средневековья[править | править исходный текст]
До середины XV в. открытия греков были забыты, и «центр географической науки» сместился на Восток. Ведущая роль в географических открытиях перешла к арабам. Это учёные и путешественники — Ибн Сина, Бируни, Идриси, Ибн Баттута. Важные географические открытия в Исландии, Гренландии и Северной Америке были сделаны норманнами, а также новгородцами, достигшими Шпицбергена и устья Оби.
Марко Поло
Венецианский купец Марко Поло открыл для европейцев Восточную Азию. А Афанасий Никитин, ходивший по Каспийскому, Чёрному и Аравийскому морям и достигнув Индии, описал природу и жизнь этой страны.
Эпоха Великих географических открытий[править | править исходный текст]
XV—XVII века — расцвет географии на фоне всеобщего подъёма культуры и науки. География стала важнейшей наукой, обогатилась сведениями о природе и населении почти всей суши, начала делиться на общую и частную. На карте Меркатора были показаны реальные очертания материков, а на карте Леонардо да Винчи — гипотетический Южный материк. В России же создали «Большой чертеж» Российского государства в 1627 году.
Карта Европы Меркатора, 1554
Эпоха экспедиций[править | править исходный текст]
В XVII—XVIII веках поиски новых земель и путей велись с государственным размахом. Большое значение приобрели фиксация, картографирование и обобщение приобретенных знаний. Поиски Южного материка закончились открытием Австралии (Янсзон) и Океании. Три кругосветных экспедиции совершил Джеймс Кук, открыв Гавайи и Большой Барьерный риф. Русские первопроходцы продвигались в Сибирь на Дальний Восток.
М. В. Ломоносов в 1739 году создал Географический департамент, а при Екатерине II составил первый кадастр землепользования. Кроме этого, он предложил идеи о непрерывном изменении лика Земли под влиянием внутренних и внешних сил, о движении воздушных масс, о слоях земных и т. д.
Александр фон Гумбольдт, 1806
Научные экспедиции и теоретические открытия XIX — начала XX веков[править | править исходный текст]
Значительные территориальные открытия сочетались с глубокими теоретическими обобщениями, открытием географических законов (Гумбольдт, Риттер, Реклю, Тюнен). География уже не ограничивалась описанием фактов, но и пыталась дать им объяснения. Проводятся прикладные географические исследования и создаются научные географические общества.
В России сформировались: Русское географическое общество, мощные географические школы, представители которых (Ф. П. Литке, П. П. Семенов-Тян-Шанский, Н. М. Пржевальский, П. А. Кропоткин, Н. Н. Миклухо-Маклай, А. И. Воейков, В. В. Докучаев, К. И. Арсеньев) внесли большой вклад в исследование Евразии и других регионов мира.
В 1884 году в Московском университете Д. Н. Анучиным была создана первая кафедра географии.
Географические открытия[править | править исходный текст]
Основная статья: Географические открытия
Карта как основа географических исследований[править | править исходный текст]
Спутниковый снимок Земли.
«От карты всякое географическое исследование исходит и к карте приходит, с карты начинается и картой заканчивается» (Н. Н. Баранский). Несмотря на внедрение в географию новых методов, картографический метод является одним из основных при проведении исследований. Связано это с тем, что карта — наиболее совершенный способ передачи пространственной информации. Метод моделирования в географии, геоинформационные и дистанционные методы опираются на картографический метод.
Географическая картина мира и географическая культура[править | править исходный текст]
Под географической культурой чаще всего понимают культуру географии как науки. Культуру географических знаний как учёных-географов, так и населения. В работах «Географическая культура» и «Географическая картина мира» В. П. Максаковский рассматривает эти взаимосвязанные понятия с позиции современной географии. В географическую культуру он включает следующие компоненты: 1) географическую картину мира, 2) географическое мышление, 3) методы географии, 4) язык географии. К сожалению, между массовой и научной географической культурой существует разрыв, так как общество в основном сталкивается с описательной географией и не имеет представления о языке и методах современной географии.
Физическая география[править | править исходный текст]
Объектом изучения физической географии является географическая оболочка в целом, составляющие её природные комплексы и компоненты.
Основу физической географии составляет общее землеведение и ландшафтоведение. Общее землеведение занимается изучением закономерностей географической оболочки в целом, ландшафтоведение изучает ландшафтные комплексы.
Отраслевые науки:
Биогеография.
Климатология.
Геоморфология.
Гидрология.
Океанология.
Гляциология.
Криолитология.
География почв.
Палеогеография.
Социально-экономическая география[править | править исходный текст]
Социально-экономическая география изучает территориальную организацию общества, подразделяется на четыре отраслевых блока (со своими разделами):
Экономическая география
Социальная география
Политическая география
Культурная география
Историческая география
Страноведение и Геоурбанистика — дисциплины, посвящённые комплексному описанию отдельных территорий и изучению проблем их развития.
Персоналии[править | править исходный текст]
Учёные, внесшие значительный вклад в становление географии как науки
Александр фон Гумбольдт, 1847
Карл Риттер
Уолтер Айзард
Иван Гаврилович Александров
Дмитрий Николаевич Анучин
Константин Иванович Арсеньев
Николай Николаевич Баранский
Лев Семёнович Берг
Вильям Бунге
Бернхард Варен
Альфред Вебер
Владимир Иванович Вернадский
Поль Видаль де ла Блаш
Александр Иванович Воейков (См.)
Альфред Геттнер
Андрей Александрович Григорьев
Александр фон Гумбольд
Василий Васильевич Докучаев
Карл Зауэр
Анатолий Григорьевич Исаченко
Станислав Викентьевич Калесник
Николай Николаевич Колосовский
Андрей Николаевич Краснов
Вальтер Кристаллер
Глеб Максимилианович Кржижановский
Владимир Святославович Кусов
Август Лёш
Владимир Павлович Максаковский
Герхард Фридрих Миллер
Фёдор Николаевич Мильков
Лев Ильич Мечников
Георгий Фёдорович Морозов
Владимир Сергеевич Преображенский
Фридрих Ратцель
Карл Риттер
Константин Алексеевич Салищев
Вениамин Петрович Семёнов-Тян-Шанский
Пётр Петрович Семёнов-Тян-Шанский
Николай Адольфович Солнцев
Николай Владимирович Сукачёв
Страбон
Василий Никитич Татищев
Иоганн Генрих фон Тюнен
Торстен Хагерстранд
Питер Хаггет
Дэвид Харви
Ричард Хартшорн
Ричард Чорли
Жан Жак Элизе Реклю
Путешественники, совершившие значительные открытия (без путешественников-учёных)
Васко да Гама
Христофор Колумб
Иван Фёдорович Крузенштерн
Михаил Петрович Лазарев
Афанасий Никитин
Марко Поло
Тур Хейердал
Основные географические проблемы[править | править исходный текст]
Проблемы, стоящие на пути развития географии и географических наук.
Проблема единства географии как науки и поиск единого объекта исследования.
Проблема «теоретической географии» и философских основ в географии.
Проблема «утраты» практических наук (землеустройство, мелиорация и пр.) и общественного интереса к географии.
Основные географические дискуссии[править | править исходный текст]
Данные дискуссии до сих пор актуальны в географии, играют огромную роль в географической науке и, возможно, не имеют однозначного решения. Многие из географических дискуссий сосредоточились вокруг терминологии, классификации и других внешне формальных построениях. Однако терминология и классификация — не что иное, как концентрированное изложение теоретических взглядов учёных, и за дискуссией об определении стоят целые научные школы, теории и гипотезы.
Определение географии как науки, существует ли такая наука, предмет изучения географических наук.
Определения понятия «географическая оболочка», отличие географической оболочки от геосфер Земли.
Определение системы географических наук, место отдельных наук в этой системе и их значения для других наук.
Сущность географии как единой науки и есть ли таковая, цели, задачи и предмет изучения географии.
Теоретическая география и есть ли таковая, какая из наук может называться теоретической географией или это отдельная дисциплина, существуют ли общегеографические теории.
Хорологический подход в географии, его главенство в географических исследованиях, является ли география «чистой» хорологической наукой или должна исследовать не только пространственные закономерности.
Определение понятия «карта», отличие карты от других моделей, сущность картографического метода исследований.
Определения понятий «ландшафт», «природно-территориальный комплекс», «геосистема», существует ли объективно ландшафт, сущность физико-географического районирования.
«Дискретность» и «континуальность» географической оболочки
См. также[править | править исходный текст]
Геология
Экономическая география России
Замечательные географы и путешественники
Физическая география
Филателистическая география
Географический объект
Литература[править | править исходный текст]
География // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона: В 86 томах (82 т. и 4 доп.). — СПб., 1890—1907.
Мукитанов Н. К. От Страбона до наших дней: (Эволюция географических представлений и идей). — М.: Мысль, 1985. — 240 с. — 45 000 экз.
Страбон. География / Пер. с др.-греч. Г. А. Стратановского под ред. О. О. Крюгера, общ. ред. С. Л. Утченко — М.: Ладомир, 1994.
Браун Л. А. История географических карт. — М.: Центрополиграф, 2006. — 480 с.
Клавихо, Руи Гонсалес де. Дневник путешествия в Самарканд ко двору Тимура (1403—1406 гг.) / Пер. со старо-испан., предисл. и коммент. И. С. Мироковой. — М.: Наука, 1990. — 211 с.
Лимнология и палеолимнология Монголии. Научные статьи / Группа авторов: Батнасан Н., Дорофеюк Н. И., Дулмаа А. и др. — СПб.: Наука, 1994. — 304 с.
Ссылки[править | править исходный текст]
П: Портал «География»
wikt: География в Викисловаре?
s: География в Викитеке?
commons: География на Викискладе?
n: География в Викиновостях?
Научные сайты[править | править исходный текст]
Русское географическое общество
Кафанов А. И., Кудряшов В. А., 2005. Классики биогеографии : биобиблиографический указатель
Официальный сайт факультета географии и геоэкологии СПбГУ
Официальный сайт географического факультета МГУ им. М. В. Ломоносова
Официальный сайт факультета географии Герценовского университета
Научно-популярные сайты[править | править исходный текст]
География Мира
Геопортал Гео-2000. Информация обо всех странах мира
География, природные богатства, почва, климат
«География. Планета Земля» — географический межпредметный образовательный портал
Журнал «Вокруг света»
Газета «География»
[показать] Просмотр этого шаблона География
[скрыть] Просмотр этого шаблона Наука
Научные направления: Гуманитарные • Естественные • Общественные • Прикладные • Технические • Точные
Астрономия • Биология • География • Геология • Информатика • История • Лингвистика • Математика • Медицина • Психология • Политология • Социология • Физика • Филология • Химия • Экономика • Юриспруденция
Список академических дисциплин
Категория: География
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Аҧсшәа
Acèh
Afrikaans
Akan
Alemannisch
አማርኛ
Aragonés
العربية
ܐܪܡܝܐ
مصرى
অসমীয়া
Asturianu
Авар
Aymar aru
Azərbaycanca
Башҡортса
Boarisch
Žemaitėška
Bikol Central
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Български
भोजपुरी
Bislama
Bamanankan
বাংলা
བོད་ཡིག
Brezhoneg
Bosanski
Català
Chavacano de Zamboanga
Cebuano
کوردی
Corsu
Čeština
Kaszëbsczi
Чӑвашла
Cymraeg
Dansk
Deutsch
ދިވެހިބަސް
Ελληνικά
English
Esperanto
Español
Eesti
Euskara
Estremeñu
فارسی
Suomi
Võro
Føroyskt
Français
Arpetan
Nordfriisk
Furlan
Frysk
Gaeilge
贛語
Gàidhlig
Galego
Avañe'ẽ
ગુજરાતી
Gaelg
עברית
हिन्दी
Fiji Hindi
Hrvatski
Hornjoserbsce
Kreyòl ayisyen
Magyar
Հայերեն
Interlingua
Bahasa Indonesia
Interlingue
Igbo
Ilokano
Ido
Íslenska
Italiano
ᐃᓄᒃᑎᑐᑦ/inuktitut
日本語
Lojban
Basa Jawa
ქართული
Taqbaylit
Адыгэбзэ
Қазақша
Kalaallisut
ភាសាខ្មែរ
ಕನ್ನಡ
한국어
Къарачай-малкъар
Kurdî
Коми
Kernowek
Кыргызча
Latina
Ladino
Lëtzebuergesch
Лезги
Limburgs
Ligure
Lumbaart
Lingála
ລາວ
Lietuvių
Latviešu
Basa Banyumasan
Мокшень
Malagasy
Олык марий
Македонски
മലയാളം
Монгол
मराठी
Bahasa Melayu
Malti
Mirandés
မြန်မာဘာသာ
مازِرونی
Nāhuatl
Plattdüütsch
Nedersaksies
नेपाली
नेपाल भाषा
Nederlands
Norsk nynorsk
Norsk bokmål
Novial
Nouormand
Sesotho sa Leboa
Occitan
Ирон
ਪੰਜਾਬੀ
Kapampangan
Picard
Norfuk / Pitkern
Polski
پنجابی
Ποντιακά
پښتو
Português
Runa Simi
Rumantsch
Romani
Română
Tarandíne
Русиньскый
संस्कृतम्
Саха тыла
Sardu
Sicilianu
Scots
Srpskohrvatski / српскохрватски
සිංහල
Simple English
Slovenčina
Slovenščina
Gagana Samoa
ChiShona
Soomaaliga
Shqip
Српски / srpski
SiSwati
Basa Sunda
Svenska
Kiswahili
Ślůnski
தமிழ்
తెలుగు
Тоҷикӣ
ไทย
Türkmençe
Tagalog
Tok Pisin
Türkçe
Xitsonga
Татарча/tatarça
Українська
اردو
Oʻzbekcha
Vèneto
Vepsän kel’
Tiếng Việt
Volapük
Walon
Winaray
Wolof
ייִדיש
Yorùbá
Zeêuws
中文
文言
Bân-lâm-gú
粵語
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 08:44, 15 ноября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki Компания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасский Компания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасский Компания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасский
География
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 13 ноября 2013; проверки требует 1 правка.
У этого термина существуют и другие значения, см. География (значения).
Геогра́фия: (др.-греч. γεωγραφία, землеописание, от γῆ — Земля и γράφω — пишу, описываю)
единый комплекс наук, изучающих географическую оболочку Земли и акцентирующихся на выявлении пространственно-временных закономерностей. Основными объектами изучения географических наук являются геосферы (биосфера, атмосфера, литосфера, гидросфера и почвенный покров) и геосистемы (ландшафты, природные зоны, биогеоценозы…)
свод знаний о пространственно-временных особенностях какой-либо территории, объекта, явления или процесса (география материков и океанов, география России, география тундры, география распространения птичьего гриппа, география карстовых процессов N-ской области)
Физическая карта мира (Средняя) (Большая 2 MB)
Объект изучения географии — законы и закономерности размещения и взаимодействия компонентов географической среды и их сочетаний на разных уровнях. Сложность объекта исследования и широта предметной области обусловили дифференциацию единой географии на ряд специализированных (отраслевых) научных дисциплин, образующих систему географических наук. В её рамках выделяются естественные (физико-географические) и общественные (социально-экономические) географические науки. Иногда отдельно выделяют географическую картографию, как отдельную географическую дисциплину.
География — одна из древнейших наук. Многие её основы были заложены в эллинскую эпоху. Обобщил этот опыт выдающийся географ Клавдий Птолемей в 1 в н. э. Расцвет западной географической традиции приходится на эпоху Возрождения, которая отмечается переосмыслением достижений эпохи позднего эллинизма и значительными достижениями в картографии, которые принято связывать с именем Герхарда Меркатора. Основы современной академической географии в 1-й половине XIX века заложили Александр Гумбольдт и Карл Риттер.
Содержание [убрать]
1 История географии
1.1 География Древнего Востока
1.2 Античная средиземноморская география
1.3 География Средневековья
1.4 Эпоха Великих географических открытий
1.5 Эпоха экспедиций
1.6 Научные экспедиции и теоретические открытия XIX — начала XX веков
2 Географические открытия
3 Карта как основа географических исследований
4 Географическая картина мира и географическая культура
4.1 Физическая география
4.2 Социально-экономическая география
5 Персоналии
6 Основные географические проблемы
7 Основные географические дискуссии
8 См. также
9 Литература
10 Ссылки
10.1 Научные сайты
10.2 Научно-популярные сайты
История географии[править | править исходный текст]
Основная статья: История географии
География Древнего Востока[править | править исходный текст]
Уже в 2 тыс. до н. э. в Древнем Египте снаряжались экспедиции в центр Африки, по Средиземному и Красному морям. Расселение народов, войны и торговля расширяли знания людей об окружающих пространствах, вырабатывали навыки ориентирования по Солнцу, Луне и звездам. Зависимость земледелия и скотоводства от разливов рек и других периодических природных явлений определила появление календаря.
В 3-2 тысячелетии до н. э. представители Хараппской цивилизации (на территории современного Пакистана) открыли муссоны. Элементы географии содержат священные древнеиндийские книги: в «Ведах» целая глава посвящена космологии, в «Махабхарате» можно найти перечень океанов, гор, рек. Уже IX—VIII веках до н. э. в Древнем Китае при выборе места для постройки крепости составляли карты подходящих участков. В III веке до н. э. появляются сочинения целиком посвящённые географии, компас и прибор для измерения расстояния, «Региональный атлас» Китая.
Античная средиземноморская география[править | править исходный текст]
Карта мира, сделанная Птолемеем
Досократическая философская традиция уже породила немало предпосылок к появлению географии. Древнейшие описания Земли носили у греков название «периодов» (περίοδοι), то есть «объездов»; название это применялось одинаково к картам и описаниям; им пользовались нередко и впоследствии вместо названия «география»; так, Арриан называет этим именем общую географию Эратосфена. Одновременно употреблялись также названия «перипл» (περίπλος) в смысле морского объезда, описания берегов, и «периегез» (περιήγησις) — в смысле сухопутного объезда или путеводителя. Страбон противопоставляет «периплы» с их перечислениями гаваней, как односторонние описания мореходов, не собирающих сведений о странах, удалённых от берегов, — «периегезам», содержащим в себе подробное описание стран, и таким географическим трудам, как Эратосфенов, имевшим задачей астрономическо-математическое определение величины земного шара и вида и распределения «обитаемой земли» (ήοίκουμένη) на его поверхности. Название «периегезов» Страбон придает и частям своего собственного сочинения, подробно описывающего известные тогда страны, иногда, впрочем, смешивая термины «периегез» и «перипл», тогда как другие авторы явственно отличают «периплы» от «периегезов», причем у некоторых позднейших авторов название «периегез» употребляется даже в смысле наглядного представления всей обитаемой земли. Есть указания, что «периоды» или «периплы» (рядом с документами или грамотами об основании городов, «ктизисами») были первыми греческими манускриптами, первыми опытами применения заимствованного у финикийцев искусства письма.
Составители географических «объездов» назывались «логографами»; они были первыми греческими писателями-прозаиками и предшественниками греческих историков. Геродот пользовался ими немало при составлении своей истории. Немногие из этих «объездов» дошли до нас, и то более позднейшего времени: некоторые из них, как «Перипл Красного моря» (I век н. э.) или «Перипл Понта Эвксинского» — Арриана (II в. после Р. X.), составляют важные источники по древней географии. Формой «перипла» пользовались в позднейшее время для описания «обитаемой земли», совершая вокруг неё как бы мысленный, воображаемый объезд. Такой характер имеет, например, география Помпония Мелы (I век н. э.) и прочие.
Название «объезд» было в данном случае тем более подходящим, что древнейшее представление греков о Земле соединялось с представлением о круге. Это представление, естественно вызываемое круглой линией видимого горизонта, встречается уже у Гомера, где оно имеет только ту особенность, что земной диск представлялся омываемым рекой «Океаном», за пределами которой помещалось таинственное царство теней. Океан — река уступил скоро место океану — морю в смысле внешнего моря, омывающего кругом обитаемую землю, но понятие о Земле, как о плоском круге, продолжало жить долго, по крайней мере в народном представлении, и возродилось с новой силой в средние века. Хотя уже Геродот насмехался над теми, которые воображали себе Землю правильным диском, как бы выточенным искусным столяром, и считал не доказанным, чтобы обитаемая земля была окружена со всех сторон океаном, однако представление, что Земля есть круглая плоскость, несущая на себе в виде острова круглую же «обитаемую землю», господствовало в период древнейшей ионической школы. Оно нашло себе выражение и в картах Земли, которые также делались круглыми и первая из которых приписывается обычно Анаксимандру. До нас также дошло известие о круглой карте Аристагора Милетского, современника Гекатея, исполненной на меди и изображавшей море, землю и реки. Из свидетельств Геродота и Аристотеля можно заключить, что на древнейших картах обитаемая земля изображалась также круглой и омываемой кругом океаном; с запада, от Геркулесовых столбов, середина ойкумены была прорезана внутренним (Средиземным) морем, к которому с восточной окраины подходило восточное внутреннее море, и оба эти моря служили к отделению южного полукруга Земли от северного. Круглые плоские карты были в ходу в Греции ещё во времена Аристотеля и позже, когда шаровидность Земли уже была признана почти всеми философами.
Анаксимандр выдвинул предположение о том, что Земля имеет форму цилиндра, и сделал революционное предположение, что на другой стороне «цилиндра» также должны жить люди. Он издавал и отдельные географические сочинения.
В IV в. до н. э. — V в. н. э. античные учёные-энциклопедисты пытались создать теорию о происхождении и строении окружающего мира, изобразить известные им страны в виде чертежей. Результатами этих изысканий явилось умозрительное представление о Земле как о шаре (Аристотель), создание карт и планов, определение географических координат, введение в обиход параллелей и меридианов, картографических проекций. Кратет Малльский, философ-стоик, изучал строение земного шара и создал модель — глобус, также он предполагал, как должны соотноситься погодные условия северного и южного полушарий.
«География» в 8-ми томах Клавдия Птолемея содержала сведения о более чем 8000 географических названиях и координаты почти 400 точек. Эратосфен Киренский впервые измерил дугу меридиана и оценил размеры Земли, ему принадлежит и сам термин «география» (землеописание). Страбон был родоначальником страноведения, геоморфологии и палеогеографии. В трудах Аристотеля изложены основы гидрологии, метеорологии, океанологии и намечается разделение географических наук.
География Средневековья[править | править исходный текст]
До середины XV в. открытия греков были забыты, и «центр географической науки» сместился на Восток. Ведущая роль в географических открытиях перешла к арабам. Это учёные и путешественники — Ибн Сина, Бируни, Идриси, Ибн Баттута. Важные географические открытия в Исландии, Гренландии и Северной Америке были сделаны норманнами, а также новгородцами, достигшими Шпицбергена и устья Оби.
Марко Поло
Венецианский купец Марко Поло открыл для европейцев Восточную Азию. А Афанасий Никитин, ходивший по Каспийскому, Чёрному и Аравийскому морям и достигнув Индии, описал природу и жизнь этой страны.
Эпоха Великих географических открытий[править | править исходный текст]
XV—XVII века — расцвет географии на фоне всеобщего подъёма культуры и науки. География стала важнейшей наукой, обогатилась сведениями о природе и населении почти всей суши, начала делиться на общую и частную. На карте Меркатора были показаны реальные очертания материков, а на карте Леонардо да Винчи — гипотетический Южный материк. В России же создали «Большой чертеж» Российского государства в 1627 году.
Карта Европы Меркатора, 1554
Эпоха экспедиций[править | править исходный текст]
В XVII—XVIII веках поиски новых земель и путей велись с государственным размахом. Большое значение приобрели фиксация, картографирование и обобщение приобретенных знаний. Поиски Южного материка закончились открытием Австралии (Янсзон) и Океании. Три кругосветных экспедиции совершил Джеймс Кук, открыв Гавайи и Большой Барьерный риф. Русские первопроходцы продвигались в Сибирь на Дальний Восток.
М. В. Ломоносов в 1739 году создал Географический департамент, а при Екатерине II составил первый кадастр землепользования. Кроме этого, он предложил идеи о непрерывном изменении лика Земли под влиянием внутренних и внешних сил, о движении воздушных масс, о слоях земных и т. д.
Александр фон Гумбольдт, 1806
Научные экспедиции и теоретические открытия XIX — начала XX веков[править | править исходный текст]
Значительные территориальные открытия сочетались с глубокими теоретическими обобщениями, открытием географических законов (Гумбольдт, Риттер, Реклю, Тюнен). География уже не ограничивалась описанием фактов, но и пыталась дать им объяснения. Проводятся прикладные географические исследования и создаются научные географические общества.
В России сформировались: Русское географическое общество, мощные географические школы, представители которых (Ф. П. Литке, П. П. Семенов-Тян-Шанский, Н. М. Пржевальский, П. А. Кропоткин, Н. Н. Миклухо-Маклай, А. И. Воейков, В. В. Докучаев, К. И. Арсеньев) внесли большой вклад в исследование Евразии и других регионов мира.
В 1884
|
|
|
|
|
|
МЫ СИЛЬНЕЕ
|
16.11.2013 в 21:00
|
|
Написал(а): ВЫ НЕВМЕНЯЕМЫЕ ЧТО ЛИ
|
положительный
|
Киноискусство
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 14 января 2012; проверки требуют 25 правок.
Проблемы с содержанием статьи
Возможно, эта статья содержит оригинальное исследование.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае она может быть выставлена на удаление.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения. (25 мая 2011)
Переписать
Эта статья должна быть полностью переписана.
На странице обсуждения могут быть пояснения.
Киноиску́сство — вид искусства, основанный на технической основе кинематографа. Киноискусство является синтезом литературы, изобразительного искусства, театра и музыки, поэтому говорят, что 28 декабря 1895 года родилась новая муза — муза кино.
Технологические истоки указывают на две принципиальные составляющие кинематографа: фотография (фиксация световых лучей) и движение (динамика визуальных образов). Фотографический принцип связывает кино с изобразительной традицией, идущей от живописи, то есть связывает кино с идеей искусства. «Движущаяся картинка» ведет свое начало от балагана, ярмарочных аттракционов, иллюзионов, то есть традиций массового, развлекательного зрелища.
На момент зарождения кино первыми столпами нового искусства стали литература, театр и живопись.
Литература дала кинематографу:
сюжетное построение фильма, то есть сценарий.
подтолкнула кино к ракурсному видению человека или события (принцип ракурсного видения).
кроме того, принцип монтажного построения.
Разница между кино и литературой такова: образы в литературе умозрительные, а в кино зрительно-словесные.
Театр дал кинематографу:
опыт построения объёмных декораций.
систему и методику разводки актёров при постановке тех или иных мизансцен.
метод подбора актёров на роль.
Живопись дала кинематографу:
композицию/построение кадра.
организацию цветового решения.
Киноискусство включает драматургические, языковые, музыкальные, живописно-пластические элементы, игру актёров. Киноискусство не дублирует и не заменяет театр, литературу, музыку, или живопись, а перерабатывает их опыт в соответствии с особенностями экранного творчества. Появление новых технических средств аудиовизуальной коммуникации не приводит к вытеснению и гибели киноискусства, а расширяет сферу художественного творчества, а также предоставляет новые возможности.
Содержание [убрать]
1 Особенности в разных видах кино
1.1 Игровое кино
1.2 Короткометражное кино
1.3 Документальное кино
2 Художественные приёмы
3 Кинематографические школы
3.1 Голливудский кинематограф
3.2 Независимое американское кино
3.3 Английское кино
3.4 Французское кино
3.5 Итальянское кино
3.6 Скандинавское кино
3.7 Немецкое кино
3.8 Индийское кино
3.9 Новые кинематографические школы
3.10 Российское кино
3.10.1 Советское кино
3.10.2 Постсоветское кино России
4 Кинофестивали и кинопремии
5 См. также
6 Ссылки
7 Литература
8 Примечания
Особенности в разных видах кино[править | править исходный текст]
Question book-4.svg
В этом разделе не хватает ссылок на источники информации.
Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.
Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.
Эта отметка установлена 20 октября 2013.
Проблемы с содержанием статьи
Возможно, эта статья содержит оригинальное исследование.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае она может быть выставлена на удаление.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения. (20 октября 2013)
Игровое кино[править | править исходный текст]
Игровое кино — вид киноискусства, построенный на игре актёров. К игровому кино относятся практически все произведения кинематографа за исключением части документального кино.
См. также: Жанры игрового кино
Короткометражное кино[править | править исходный текст]
На первый взгляд, короткометражное кино отличается от полнометражного только небольшой продолжительностью фильма (в основном 15—20 минут). Но так кажется только на первый взгляд, ведь в узкие временные рамки короткометражного фильма нужно вместить весь спектр зрительских переживаний, который существует в кино полнометражном. Поэтому короткометражное кино является, с художественной точки зрения, совершенно отдельным видом киноискусства и отдельным видом кинематографического творчества. Его ещё иногда называют «киноминиатюрой».
Документальное кино[править | править исходный текст]
Совершенно отдельным явлением киноискусства является документа́льное кино́ или, как его ещё называют, неигрово́е кино́. Документальным называется фильм, в основу которого легли съёмки подлинных событий и лиц. Реконструкции подлинных событий не относятся к документальному кино. Первые документальные съёмки были произведены ещё при зарождении кинематографа. В настоящее время документальное кино прочно вошло в киноискусство всего мира.
Художественные приёмы[править | править исходный текст]
Крупный план, наплыв, ускоренная съёмка, «живая камера», звуковой контрапункт, кинометафора, трюковые съёмки, комбинированные съёмки, съёмка музыкальных номеров под фонограмму, ретроспекция и пр.[1]
Среди теоретико-художественных концепций, особо повлиявших на развитие и киноэстетики, и самого киноискусства второй половины XX - начала XXI вв., выделены: концепция «тотального реализма» (А. Базен); концепция так называемого «фотографического» или «феноменологического» реализма (3. Кракауэр); концепция «визуального кинематографа» (П. Гринуэй); концепция кино как «недовоплощенной» общественной жизни.[2]
Planned section.svg
Этот раздел статьи ещё не написан.
Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел.
Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.
Кинематографические школы[править | править исходный текст]
Голливудский кинематограф[править | править исходный текст]
Голливудский кинематограф, безусловно, является самым популярным в мире. Он представляет из себя гигантскую киноиндустрию, распространившую своё влияние на весь мир. Ежегодно в Голливуде создаются тысячи фильмов — это настоящий отлаженный конвейер.
Хотя многие упрекают Голливуд в излишней примитивности, отсутствии новых творческих идей и излишней коммерческой направленности, но популярность голливудских фильмов говорит сама за себя. Считается, что голливудское кино реализует самую суть кинематографа — зрелище. В голливудских фильмах можно найти именно то полуцирковое зрелище, ради которого зрители приходили на киносеансы ещё в конце XIX века. Более того, Голливуд имеет значительное влияние и на кинематограф других стран. Не секрет, что именно голливудские фильмы задают моду во многих жанрах кино. Они же являются определяющими и в выборе сюжета, и в подборе ансамбля актёров, и в создании имиджа фильма для рекламной кампании.
Ещё одна отличительная особенность этой кинематографической школы — необычайное искусство создавать спецэффекты. Именно спецэффектам обязаны своим успехом большинство голливудских блокбастеров.
Независимое американское кино[править | править исходный текст]
Нередко понятие «американский кинематограф» и «Голливуд» объединяют, но это неверно. Американское кино — это не только киноиндустрия Голливуда, но и развитая система независимого кино. Независимое кино — это кино, производимое энтузиастами без помощи крупных кинокомпаний. Это кино обычно небогатое, поскольку продюсеров кинематографистам приходится искать самим (а нередко приходится вкладывать и собственные деньги). Однако в США и Канаде независимое кино довольно популярно, кроме того оно заслужило и мировое признание, не раз побеждая на международных киноконкурсах и фестивалях, и оно породило ряд крупных современных авторов. Одной из главных сцен для независимого кино является кинофестиваль Sundance Film Festival, ежегодно проходящий в штате Юта (США).
Видными представителями современного независимого американского кино являются Фрэнсис Форд Коппола, Вуди Аллен, Мартин Скорсезе, Джон Малкович, Майкл Мур, Джим Джармуш, Дэвид Линч, Джоэл и Этан Коэны.
Последние трое давно вышли на уровень культовых фигур интеллектуального кино.
Английское кино[править | править исходный текст]
Среди представителей английского кино следует выделить режиссёров Дерека Джармена и Питера Гринуэя. Оба они в фильмах уделяют много внимания своеобразному визуальному решению. Более известен Гринуэй, доводящий, кажется, до предела эстетичность каждого кадра, наполняющий свои фильмы аллюзиями на классические живописные полотна и озабоченный проблемами мёртвого и живого, хаотичного и упорядоченного.
Французское кино[править | править исходный текст]
На родине кинематографа кино никогда не пребывало в упадке. Французское киноискусство является одним из самых уважаемых в мире, и по популярности уступает лишь голливудскому. Современный облик французского кино сформировался после Второй мировой войны. Так называемая «новая волна» во французском кино оказала сильнейшее влияние на развитие кино во всём мире. Сейчас французское кино — это очень утончённое кино, в котором психология и драматизм сюжета сочетаются с некоторой пикантностью и художественной красотой съёмок. Стиль определяют модные режиссёры Люк Бессон, Жан-Пьер Жене, Франсуа Озон. Правительство Франции активно содействует развитию и экспорту национального кинематографа.
Итальянское кино[править | править исходный текст]
Итальянское кино всегда было самобытным и неповторимым. Хотя существуют и итальянские фильмы, рассчитанные на «массовое потребление», но всё же широкой мировой кинообщественности итальянское кино известно благодаря высокому «авторскому» кино таких режиссёров, как Пьер Паоло Пазолини, Федерико Феллини, Бернардо Бертолуччи, Лукино Висконти и Микеланджело Антониони. Все они — одни из самых значимых фигур в кино: фильмы этих режиссёров, полные абстракций, метафор, мистики, навсегда вошли в золотой фонд мирового кинематографа и стали источником вдохновения для новых поколений режиссёров.
Скандинавское кино[править | править исходный текст]
Характер скандинавского кино в целом напоминает суровый «нордический» характер самой Скандинавии. Главными режиссёрами скандинавского кино являются Ингмар Бергман и Ларс фон Триер — оба суровые в изобразительном ряде, оба высекающие мощные страсти из актёров. И если Триер известен как киноэкспериментатор и создатель «Догмы 95», то Бергман — признанный классик, не уступающий по значимости режиссёрам великого итальянского кино. В своих часто тяжёлых фильмах режиссёр ставит перед зрителем задевающие за живое нравственные и философские вопросы.
Немецкое кино[править | править исходный текст]
В 60-70 годы XX века в Германии возникает течение, позиционировавшее себя как «Новый немецкий кинематограф» (нем. Neuer Deutscher Film). Наиболее яркими его представителями являлись такие ставшие теперь классиками режиссёры, как Вим Вендерс, Фолькер Шлёндорф, Вернер Херцог, Райнер Вернер Фассбиндер. Эти режиссёры преследовали цель отхода от развлекательного кино в пользу остросоциального, побуждающего к размышлению кинематографа. Фильмы этих режиссёров снимались на деньги независимых студий, поэтому такое кино также стало называться «авторским». Значительное влияние на Новый немецкий кинематограф оказала французская «новая волна» (фр. Nouvelle Vague) и движение протеста 1968 года.
Наиболее плодовитой фигурой «Нового немецкого кинематографа» был Райнер Вернер Фассбиндер. Режиссёр снимал по несколько фильмов в год и отчаянно прожигал жизнь (умер режиссёр в 37 лет от передозировки кокаина). Это сообщило его фильмам внешнюю небрежность, неровность, но и наполнило их некоей необычной жизненностью, трагическим «драйвом» и сделало многие сцены поразительно запоминающимися.
Среди поныне работающих немецких классиков всемирно знаменит Вим Вендерс, в чём-то продолживший метод Микеланджело Антониони, хотя внутренне совсем иной автор.
Индийское кино[править | править исходный текст]
Индийское кино, ещё называемое «Болливуд», довольно своеобразно и незамысловато. Оно не имеет признания и популярности в мире, но некогда было известно в СССР, а теперь очень распространено и популярно в среднеазиатских государствах СНГ. Сюжеты фильмов построены на незамысловатых житейских историях, любви, ненависти, преступлении, мести. Отличительная черта индийского киноискусства — это множество песен и национальных индийских танцев, из-за этого практически каждый индийский фильм можно отнести к жанру мюзикла. Впрочем, в последнее время стали появляться фильмы, больше похожие на европейское и американское кино. Если проводить параллели с Америкой, то кроме Болливуда существует и «Независимое индийское кино», например, Бенгальское.
Новые кинематографические школы[править | править исходный текст]
К новым кинематографическим школам относят страны, в которых кино не существовало или не было развито до последнего времени. Эти «заново открытые» кинематографы специалисты часто находят очень интересными и самобытными. Сменяя друг друга, кинематографические школы этих стран становятся модными среди киноманов. В основном эти школы воспринимаются как экзотика, и развиваются как экзотика, зачастую стремясь привлечь зрителя шокирующими сценами и принципиально новыми подходами к съёмке, нежели новыми тенденциями в изученных областях кино.
Российское кино[править | править исходный текст]
С 1900 до 1918 года российское кино развивалось, было очень распространено и популярно в Санкт-Петербурге, Москве, Киеве, Одессе, Нижнем Новгороде, Тифлисе, Екатеринбурге; было популярно иностранное кино.
С 1906 до 1920 года работает Александр Ханжонков предприниматель, организатор кинопромышленности, продюсер, режиссёр, сценарист, один из пионеров русского кинематографа. Его воспоминания частично опубликованы в книге «Первые годы русской кинематографии». На счету киноателье Ханжонкова множество важнейших достижений в развитии российского кино. В 1911 году на экраны выходит первый в России полнометражный фильм «Оборона Севастополя», совместно поставленный Ханжонковым и Гончаровым. В 1912 году компания выпускает в прокат первый в мире мультфильм, снятый в технике объёмной анимации — «Прекрасная Люканида, или Война усачей с рогачами» в постановке Владислава Старевича. С начала 1910-х годов компания Ханжонкова становится лидером российского кинопроизводства, у Ханжонкова работают Василий Гончаров, Александра Гончарова, Андрей Громов, Пётр Чардынин и Иван Мозжухин. В начале 1912 года акционерное общество «Ханжонков и К°», имеет уставной капитал 500 000 рублей. [3]
В Санкт-Петербурге с февраля 1910 года по 1912 год выходил российский ежемесячный журнал Синематограф (журнал), посвященный кинематографу.
Весной 1917 года Ханжонков вместе с большинством сотрудников своей компании выезжает в Крым и организует полноценное кинопроизводство в Ялте.
Советское кино[править | править исходный текст]
Первый успех пришёл к советскому кино в эпоху немого кино. Тогда новаторское пролетарское киноискусство, призывающее к мировой революции, вызывало на западе интерес. Особенно ценными считаются работы Сергея Эйзенштейна, которые значительно повлияли на развитие кино.
В дальнейшем советское кино десятилетиями развивалось в изоляции от остального мира. Также, травля оппозиции, согласно идеологии большевиков, ударила и по кино: 1926 году Ханжонков вместе с группой руководителей «Пролеткино» был арестован. В итоге он был ввиду отсутствия доказательств его вины освобождён, однако получил запрет на работу в области кинематографа и был лишён политических прав. В конце жизни Ханжонков был реабилитирован и получил пенсию, но построенные им киностудии в Москве и Ялте были конфисковаины и достались Госкино СССР.
В сталинский период образ Сталина широко использовался в киноискусстве во время культа личности. После Второй мировой войны лишь единичные советские фильмы имели успех за рубежом. Это объясняется тем, что специфика советской жизни была непонятна и неинтересна иностранному зрителю, советские фильмы считались довольно примитивными. С другой стороны, в СССР доступ к иностранному кино был весьма ограничен по идеологическим причинам. Внутри СССР советское кино было популярно, кинотеатры бывали заполнены до отказа, киноиндустрия приносила государству значительный доход. Целые жанры киноискусства были запрещены цензурой, допустимая художественная стилистика фильмов была значительно сужена.
Сергей Бондарчук был одним из немногих режиссёров, которым было разрешено снимать и сниматься за железным занавесом. В советское время он считался мастером грандиозных батальных сцен с многотысячной массовкой («Война и мир», «Ватерлоо»). Несмотря на цензуру и запреты, в Советском Союзе во второй половине XX века было создано несколько талантливых «авторских» киноработ, шедевров мирового кинематографа. Здесь фильмы Андрея Тарковского, вынужденного позднее эмигрировать из СССР, Сергея Параджанова, открывшего бездны выразительности на фольклорном материале, и Киры Муратовой, продолжающей работать до сих пор. С началом Перестройки советское кино начало менять свой облик. Стали появляться доселе невообразимые по откровенности фильмы, отражавшие перемены в советском обществе.
Рядом талантливых советских режиссёров-документалистов было создано множество фильмов, которые вошли в золотой фонд мирового документального киноискусства. Особенно следует отметить режиссёров Дзигу Вертова, Льва Кулешова, Константина Кереселидзе, Романа Кармена и Михаила Ромма.
Постсоветское кино России[править | править исходный текст]
Основная статья: Российский кинематограф
Со времени распада СССР, все 1990-е годы российское кино находилось в упадке. Возрождение началось лишь в начале XXI века. Говорить о какой-то самобытности российского кино, пожалуй, преждевременно. Свой стиль у российского кино ещё не выработался. Большинство качественно снятых фильмов пока подражают голливудскому стилю, есть отдельные фильмы, напоминающие французское и немецкое кино. Снято также множество менее качественных фильмов, напоминающих худшие образцы советского кино. Но российское кино ещё слишком молодо, со временем стилистические тенденции проявятся яснее. Много современных российских фильмов получили высокую популярность[где?].
Кинофестивали и кинопремии[править | править исходный текст]
Основные статьи: Кинофестиваль, Кинопремия
Кинофестивали решают вопрос о качественной оценке фильмов и работы отдельных членов съёмочной группы, независимо объективного показателя успеха кинофильма, — кассового сбора с проката (который зависит от целого ряда неравновесных факторов, которые влияют на финансовые показатели фильма; помимо всего, сбор с проката может оценить лишь успех фильма в целом, но не вклад отдельных членов съёмочной группы).
Конечно, никакой кинофестиваль не может претендовать на объективность оценок, оценки фильмов на кинофестивалях сугубо субъективны. Но фестивалей очень много, и у каждого фестиваля со временем складывается своя особая репутация, выделяются направления киноискусства особо поощряемые (или не поощряемые) данным кинофестивалем. Есть также жанровые кинофестивали.
Среди самых известных можно назвать: Каннский кинофестиваль (считается лидером в европейском кино), Венецианский кинофестиваль, Берлинский кинофестиваль, Московский кинофестиваль.
Кинопремии в отличие от кинофестивалей, не сопровождаются публичными показами фильмов-номинантов, но их задачи те же. Кинопремия обычно присуждается по результатам тайного голосования экспертов — реже по результатам обсуждения жюри.
Самые известные из них: Премия «Оскар», Премия «Золотой глобус», Премия BAFTA, Премия Сатурн (научной фантастики, фэнтези и фильмов ужасов) и пр.
См. также[править | править исходный текст]
Кинообразование
Жанр киноискусства
Ссылки[править | править исходный текст]
Киноискусство в Open Encyclopedia Project
Литература[править | править исходный текст]
Лотман Ю. Семиотика кино и проблемы киноэстетики. Таллин: Ээсти Раамат, 1973.
Примечания[править | править исходный текст]
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki ВУГНАР Компания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасскийКомпания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасский Компания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасский Компания премьера питер отзывы спб билеты театр агентство новочеркасский
Киноискусство
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 14 января 2012; проверки требуют 25 правок.
Проблемы с содержанием статьи
Возможно, эта статья содержит оригинальное исследование.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае она может быть выставлена на удаление.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения. (25 мая 2011)
Переписать
Эта статья должна быть полностью переписана.
На странице обсуждения могут быть пояснения.
Киноиску́сство — вид искусства, основанный на технической основе кинематографа. Киноискусство является синтезом литературы, изобразительного искусства, театра и музыки, поэтому говорят, что 28 декабря 1895 года родилась новая муза — муза кино.
Технологические истоки указывают на две принципиальные составляющие кинематографа: фотография (фиксация световых лучей) и движение (динамика визуальных образов). Фотографический принцип связывает кино с изобразительной традицией, идущей от живописи, то есть связывает кино с идеей искусства. «Движущаяся картинка» ведет свое начало от балагана, ярмарочных аттракционов, иллюзионов, то есть традиций массового, развлекательного зрелища.
На момент зарождения кино первыми столпами нового искусства стали литература, театр и живопись.
Литература дала кинематографу:
сюжетное построение фильма, то есть сценарий.
подтолкнула кино к ракурсному видению человека или события (принцип ракурсного видения).
кроме того, принцип монтажного построения.
Разница между кино и литературой такова: образы в литературе умозрительные, а в кино зрительно-словесные.
Театр дал кинематографу:
опыт построения объёмных декораций.
систему и методику разводки актёров при постановке тех или иных мизансцен.
метод подбора актёров на роль.
Живопись дала кинематографу:
композицию/построение кадра.
организацию цветового решения.
Киноискусство включает драматургические, языковые, музыкальные, живописно-пластические элементы, игру актёров. Киноискусство не дублирует и не заменяет театр, литературу, музыку, или живопись, а перерабатывает их опыт в соответствии с особенностями экранного творчества. Появление новых технических средств аудиовизуальной коммуникации не приводит к вытеснению и гибели киноискусства, а расширяет сферу художественного творчества, а также предоставляет новые возможности.
Содержание [убрать]
1 Особенности в разных видах кино
1.1 Игровое кино
1.2 Короткометражное кино
1.3 Документальное кино
2 Художественные приёмы
3 Кинематографические школы
3.1 Голливудский кинематограф
3.2 Независимое американское кино
3.3 Английское кино
3.4 Французское кино
3.5 Итальянское кино
3.6 Скандинавское кино
3.7 Немецкое кино
3.8 Индийское кино
3.9 Новые кинематографические школы
3.10 Российское кино
3.10.1 Советское кино
3.10.2 Постсоветское кино России
4 Кинофестивали и кинопремии
5 См. также
6 Ссылки
7 Литература
8 Примечания
Особенности в разных видах кино[править | править исходный текст]
Question book-4.svg
В этом разделе не хватает ссылок на источники информации.
Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.
Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.
Эта отметка установлена 20 октября 2013.
Проблемы с содержанием статьи
Возможно, эта статья содержит оригинальное исследование.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае она может быть выставлена на удаление.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения. (20 октября 2013)
Игровое кино[править | править исходный текст]
Игровое кино — вид киноискусства, построенный на игре актёров. К игровому кино относятся практически все произведения кинематографа за исключением части документального кино.
См. также: Жанры игрового кино
Короткометражное кино[править | править исходный текст]
На первый взгляд, короткометражное кино отличается от полнометражного только небольшой продолжительностью фильма (в основном 15—20 минут). Но так кажется только на первый взгляд, ведь в узкие временные рамки короткометражного фильма нужно вместить весь спектр зрительских переживаний, который существует в кино полнометражном. Поэтому короткометражное кино является, с художественной точки зрения, совершенно отдельным видом киноискусства и отдельным видом кинематографического творчества. Его ещё иногда называют «киноминиатюрой».
Документальное кино[править | править исходный текст]
Совершенно отдельным явлением киноискусства является документа́льное кино́ или, как его ещё называют, неигрово́е кино́. Документальным называется фильм, в основу которого легли съёмки подлинных событий и лиц. Реконструкции подлинных событий не относятся к документальному кино. Первые документальные съёмки были произведены ещё при зарождении кинематографа. В настоящее время документальное кино прочно вошло в киноискусство всего мира.
Художественные приёмы[править | править исходный текст]
Крупный план, наплыв, ускоренная съёмка, «живая камера», звуковой контрапункт, кинометафора, трюковые съёмки, комбинированные съёмки, съёмка музыкальных номеров под фонограмму, ретроспекция и пр.[1]
Среди теоретико-художественных концепций, особо повлиявших на развитие и киноэстетики, и самого киноискусства второй половины XX - начала XXI вв., выделены: концепция «тотального реализма» (А. Базен); концепция так называемого «фотографического» или «феноменологического» реализма (3. Кракауэр); концепция «визуального кинематографа» (П. Гринуэй); концепция кино как «недовоплощенной» общественной жизни.[2]
Planned section.svg
Этот раздел статьи ещё не написан.
Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел.
Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.
Кинематографические школы[править | править исходный текст]
Голливудский кинематограф[править | править исходный текст]
Голливудский кинематограф, безусловно, является самым популярным в мире. Он представляет из себя гигантскую киноиндустрию, распространившую своё влияние на весь мир. Ежегодно в Голливуде создаются тысячи фильмов — это настоящий отлаженный конвейер.
Хотя многие упрекают Голливуд в излишней примитивности, отсутствии новых творческих идей и излишней коммерческой направленности, но популярность голливудских фильмов говорит сама за себя. Считается, что голливудское кино реализует самую суть кинематографа — зрелище. В голливудских фильмах можно найти именно то полуцирковое зрелище, ради которого зрители приходили на киносеансы ещё в конце XIX века. Более того, Голливуд имеет значительное влияние и на кинематограф других стран. Не секрет, что именно голливудские фильмы задают моду во многих жанрах кино. Они же являются определяющими и в выборе сюжета, и в подборе ансамбля актёров, и в создании имиджа фильма для рекламной кампании.
Ещё одна отличительная особенность этой кинематографической школы — необычайное искусство создавать спецэффекты. Именно спецэффектам обязаны своим успехом большинство голливудских блокбастеров.
Независимое американское кино[править | править исходный текст]
Нередко понятие «американский кинематограф» и «Голливуд» объединяют, но это неверно. Американское кино — это не только киноиндустрия Голливуда, но и развитая система независимого кино. Независимое кино — это кино, производимое энтузиастами без помощи крупных кинокомпаний. Это кино обычно небогатое, поскольку продюсеров кинематографистам приходится искать самим (а нередко приходится вкладывать и собственные деньги). Однако в США и Канаде независимое кино довольно популярно, кроме того оно заслужило и мировое признание, не раз побеждая на международных киноконкурсах и фестивалях, и оно породило ряд крупных современных авторов. Одной из главных сцен для независимого кино является кинофестиваль Sundance Film Festival, ежегодно проходящий в штате Юта (США).
Видными представителями современного независимого американского кино являются Фрэнсис Форд Коппола, Вуди Аллен, Мартин Скорсезе, Джон Малкович, Майкл Мур, Джим Джармуш, Дэвид Линч, Джоэл и Этан Коэны.
Последние трое давно вышли на уровень культовых фигур интеллектуального кино.
Английское кино[править | править исходный текст]
Среди представителей английского кино следует выделить режиссёров Дерека Джармена и Питера Гринуэя. Оба они в фильмах уделяют много внимания своеобразному визуальному решению. Более известен Гринуэй, доводящий, кажется, до предела эстетичность каждого кадра, наполняющий свои фильмы аллюзиями на классические живописные полотна и озабоченный проблемами мёртвого и живого, хаотичного и упорядоченного.
Французское кино[править | править исходный текст]
На родине кинематографа кино никогда не пребывало в упадке. Французское киноискусство является одним из самых уважаемых в мире, и по популярности уступает лишь голливудскому. Современный облик французского кино сформировался после Второй мировой войны. Так называемая «новая волна» во французском кино оказала сильнейшее влияние на развитие кино во всём мире. Сейчас французское кино — это очень утончённое кино, в котором психология и драматизм сюжета сочетаются с некоторой пикантностью и художественной красотой съёмок. Стиль определяют модные режиссёры Люк Бессон, Жан-Пьер Жене, Франсуа Озон. Правительство Франции активно содействует развитию и экспорту национального кинематографа.
Итальянское кино[править | править исходный текст]
Итальянское кино всегда было самобытным и неповторимым. Хотя существуют и итальянские фильмы, рассчитанные на «массовое потребление», но всё же широкой мировой кинообщественности итальянское кино известно благодаря высокому «авторскому» кино таких режиссёров, как Пьер Паоло Пазолини, Федерико Феллини, Бернардо Бертолуччи, Лукино Висконти и Микеланджело Антониони. Все они — одни из самых значимых фигур в кино: фильмы этих режиссёров, полные абстракций, метафор, мистики, навсегда вошли в золотой фонд мирового кинематографа и стали источником вдохновения для новых поколений режиссёров.
Скандинавское кино[править | править исходный текст]
Характер скандинавского кино в целом напоминает суровый «нордический» характер самой Скандинавии. Главными режиссёрами скандинавского кино являются Ингмар Бергман и Ларс фон Триер — оба суровые в изобразительном ряде, оба высекающие мощные страсти из актёров. И если Триер известен как киноэкспериментатор и создатель «Догмы 95», то Бергман — признанный классик, не уступающий по значимости режиссёрам великого итальянского кино. В своих часто тяжёлых фильмах режиссёр ставит перед зрителем задевающие за живое нравственные и философские вопросы.
Немецкое кино[править | править исходный текст]
В 60-70 годы XX века в Германии возникает течение, позиционировавшее себя как «Новый немецкий кинематограф» (нем. Neuer Deutscher Film). Наиболее яркими его представителями являлись такие ставшие теперь классиками режиссёры, как Вим Вендерс, Фолькер Шлёндорф, Вернер Херцог, Райнер Вернер Фассбиндер. Эти режиссёры преследовали цель отхода от развлекательного кино в пользу остросоциального, побуждающего к размышлению кинематографа. Фильмы этих режиссёров снимались на деньги независимых студий, поэтому такое кино также стало называться «авторским». Значительное влияние на Новый немецкий кинематограф оказала французская «новая волна» (фр. Nouvelle Vague) и движение протеста 1968 года.
Наиболее плодовитой фигурой «Нового немецкого кинематографа» был Райнер Вернер Фассбиндер. Режиссёр снимал по несколько фильмов в год и отчаянно прожигал жизнь (умер режиссёр в 37 лет от передозировки кокаина). Это сообщило его фильмам внешнюю небрежность, неровность, но и наполнило их некоей необычной жизненностью, трагическим «драйвом» и сделало многие сцены поразительно запоминающимися.
Среди поныне работающих немецких классиков всемирно знаменит Вим Вендерс, в чём-то продолживший метод Микеланджело Антониони, хотя внутренне совсем иной автор.
Индийское кино[править | править исходный текст]
Индийское кино, ещё называемое «Болливуд», довольно своеобразно и незамысловато. Оно не имеет признания и популярности в мире, но некогда было известно в СССР, а теперь очень распространено и популярно в среднеазиатских государствах СНГ. Сюжеты фильмов построены на незамысловатых житейских историях, любви, ненависти, преступлении, мести. Отличительная черта индийского киноискусства — это множество песен и национальных индийских танцев, из-за этого практически каждый индийский фильм можно отнести к жанру мюзикла. Впрочем, в последнее время стали появляться фильмы, больше похожие на европейское и американское кино. Если проводить параллели с Америкой, то кроме Болливуда существует и «Независимое индийское кино», например, Бенгальское.
Новые кинематографические школы[править | править исходный текст]
К новым кинематографическим школам относят страны, в которых кино не существовало или не было развито до последнего времени. Эти «заново открытые» кинематографы специалисты часто находят очень интересными и самобытными. Сменяя друг друга, кинематографические школы этих стран становятся модными среди киноманов. В основном эти школы воспринимаются как экзотика, и развиваются как экзотика, зачастую стремясь привлечь зрителя шокирующими сценами и принципиально новыми подходами к съёмке, нежели новыми тенденциями в изученных областях кино.
Российское кино[править | править исходный текст]
С 1900 до 1918 года российское кино развивалось, было очень распространено и популярно в Санкт-Петербурге, Москве, Киеве, Одессе, Нижнем Новгороде, Тифлисе, Екатеринбурге; было популярно иностранное кино.
С 1906 до 1920 года работает Александр Ханжонков предприниматель, организатор кинопромышленности, продюсер, режиссёр, сценарист, один из пионеров русского кинематографа. Его воспоминания частично опубликованы в книге «Первые годы русской кинематографии». На счету киноателье Ханжонкова множество важнейших достижений в развитии российского кино. В 1911 году на экраны выходит первый в России полнометражный фильм «Оборона Севастополя», совместно поставленный Ханжонковым и Гончаровым. В 1912 году компания выпускает в прокат первый в мире мультфильм, снятый в технике объёмной анимации — «Прекрасная Люканида, или Война усачей с рогачами» в постановке Владислава Старевича. С начала 1910-х годов компания Ханжонкова становится лидером российского кинопроизводства, у Ханжонкова работают Василий Гончаров, Александра Гончарова, Андрей Громов, Пётр Чардынин и Иван Мозжухин. В начале 1912 года акционерное общество «Ханжонков и К°», имеет уставной капитал 500 000 рублей. [3]
В Санкт-Петербурге с февраля 1910 года по 1912 год выходил российский ежемесячный журнал Синематограф (журнал), посвященный кинематографу.
Весной 1917 года Ханжонков вместе с большинством сотрудников своей компании выезжает в Крым и организует полноценное кинопроизводство в Ялте.
Советское кино[править | править исходный текст]
Первый успех пришёл к советскому кино в эпоху немого кино. Тогда новаторское пролетарское киноискусство, призывающее к мировой революции, вызывало на западе интерес. Особенно ценными считаются работы Сергея Эйзенштейна, которые значительно повлияли на развитие кино.
В дальнейшем советское кино десятилетиями развивалось в изоляции от остального мира. Также, травля оппозиции, согласно идеологии большевиков, ударила и по кино: 1926 году Ханжонков вместе с группой руководителей «Пролеткино» был арестован. В итоге он был ввиду отсутствия доказательств его вины освобождён, однако получил запрет на работу в области кинематографа и был лишён политических прав. В конце жизни Ханжонков был реабилитирован и получил пенсию, но построенные им киностудии в Москве и Ялте были конфисковаины и достались Госкино СССР.
В сталинский период образ Сталина широко использовался в киноискусстве во время культа личности. После Второй мировой войны лишь единичные советские фильмы имели успех за рубежом. Это объясняется тем, что специфика советской жизни была непонятна и неинтересна иностранному зрителю, советские фильмы считались довольно примитивными. С другой стороны, в СССР доступ к иностранному кино был весьма ограничен по идеологическим причинам. Внутри СССР советское кино было популярно, кинотеатры бывали заполнены до отказа, киноиндустрия приносила государству значительный доход. Целые жанры киноискусства были запрещены цензурой, допустимая художественная стилистика фильмов была значительно сужена.
Сергей Бондарчук был одним из немногих режиссёров, которым было разрешено снимать и сниматься за железным занавесом. В советское время он считался мастером грандиозных батальных сцен с многотысячной массовкой («Война и мир», «Ватерлоо»). Несмотря на цензуру и запреты, в Советском Союзе во второй половине XX века было создано несколько талантливых «авторских» киноработ, шедевров мирового кинематографа. Здесь фильмы Андрея Тарковского, вынужденного позднее эмигрировать из СССР, Сергея Параджанова, открывшего бездны выразительности на фольклорном материале, и Киры Муратовой, продолжающей работать до сих пор. С началом Перестройки советское кино начало менять свой облик. Стали появляться доселе невообразимые по откровенности фильмы, отражавшие перемены в советском обществе.
Рядом талантливых советских режиссёров-документалистов было создано множество фильмов, которые вошли в золотой фонд мирового документального киноискусства. Особенно следует отметить режиссёров Дзигу Вертова, Льва Кулешова, Константина Кереселидзе, Романа Кармена и Михаила Ромма.
Постсоветское кино России[править | править исходный текст]
Основная статья: Российский кинематограф
Со времени распада СССР, все 1990-е годы российское кино находилось в упадке. Возрождение началось лишь в начале XXI века. Говорить о какой-то самобытности российского кино, пожалуй, преждевременно. Свой стиль у российского кино ещё не выработался. Большинство качественно снятых фильмов пока подражают голливудскому стилю, есть отдельные фильмы, напоминающие французское и немецкое кино. Снято также множество менее качественных фильмов, напоминающих худшие образцы советского кино. Но российское кино ещё слишком молодо, со временем стилистические тенденции проявятся яснее. Много современных российских фильмов получили высокую популярность[где?].
Кинофестивали и кинопремии[править | править исходный текст]
Основные статьи: Кинофестиваль, Кинопремия
Кинофестивали решают вопрос о качественной оценке фильмов и работы отдельных членов съёмочной группы, независимо объективного показателя успеха кинофильма, — кассового сбора с проката (который зависит от целого ряда неравновесных факторов, которые влияют на финансовые показатели фильма; помимо всего, сбор с проката может оценить лишь успех фильма в целом, но не вклад отдельных членов съёмочной группы).
Конечно, никакой кинофестиваль не может претендовать на объективность оценок, оценки фильмов на кинофестивалях сугубо субъективны. Но фестивалей очень много, и у каждого фестиваля со временем складывается своя особая репутация, выделяются направления киноискусства особо поощряемые (или не поощряемые) данным кинофестивалем. Есть также жанровые кинофестивали.
Среди самых известных можно назвать: Каннский кинофестиваль (считается лидером в европейском кино), Венецианский кинофестиваль, Берлинский кинофестиваль, Московский кинофестиваль.
Кинопремии в отличие от кинофестивалей, не сопровождаются публичными показами фильмов-номинантов, но их задачи те же. Кинопремия обычно присуждается по результатам тайного голосования экспертов — реже по результатам обсуждения жюри.
Самые известные из них: Премия «Оскар», Премия «Золотой глобус», Премия BAFTA, Премия Сатурн (научной фантастики, фэнтези и фильмов ужасов) и пр.
См. также[править | править исходный текст]
Кинообразование
Жанр киноискусства
Ссылки[править | править исходный текст]
Киноискусство в Open Encyclopedia Project
Литература[править | править исходный текст]
Лотман Ю. Семиотика кино и проблемы киноэстетики. Таллин: Ээсти Раамат, 1973.
Примечания[править | править исходный текст]
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
Киноискусство
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 14 января 2012; проверки требуют 25 правок.
Проблемы с содержанием статьи
Возможно, эта статья содержит оригинальное исследование.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае она может быть выставлена на удаление.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения. (25 мая 2011)
Переписать
Эта статья должна быть полностью переписана.
На странице обсуждения могут быть пояснения.
Киноиску́сство — вид искусства, основанный на технической основе кинематографа. Киноискусство является синтезом литературы, изобразительного искусства, театра и музыки, поэтому говорят, что 28 декабря 1895 года родилась новая муза — муза кино.
Технологические истоки указывают на две принципиальные составляющие кинематографа: фотография (фиксация световых лучей) и движение (динамика визуальных образов). Фотографический принцип связывает кино с изобразительной традицией, идущей от живописи, то есть связывает кино с идеей искусства. «Движущаяся картинка» ведет свое начало от балагана, ярмарочных аттракционов, иллюзионов, то есть традиций массового, развлекательного зрелища.
На момент зарождения кино первыми столпами нового искусства стали литература, театр и живопись.
Литература дала кинематографу:
сюжетное построение фильма, то есть сценарий.
подтолкнула кино к ракурсному видению человека или события (принцип ракурсного видения).
кроме того, принцип монтажного построения.
Разница между кино и литературой такова: образы в литературе умозрительные, а в кино зрительно-словесные.
Театр дал кинематографу:
опыт построения объёмных декораций.
систему и методику разводки актёров при постановке тех или иных мизансцен.
метод подбора актёров на роль.
Живопись дала кинематографу:
композицию/построение кадра.
организацию цветового решения.
Киноискусство включает драматургические, языковые, музыкальные, живописно-пластические элементы, игру актёров. Киноискусство не дублирует и не заменяет театр, литературу, музыку, или живопись, а перерабатывает их опыт в соответствии с особенностями экранного творчества. Появление новых технических средств аудиовизуальной коммуникации не приводит к вытеснению и гибели киноискусства, а расширяет сферу художественного творчества, а также предоставляет новые возможности.
Содержание [убрать]
1 Особенности в разных видах кино
1.1 Игровое кино
1.2 Короткометражное кино
1.3 Документальное кино
2 Художественные приёмы
3 Кинематографические школы
3.1 Голливудский кинематограф
3.2 Независимое американское кино
3.3 Английское кино
3.4 Французское кино
3.5 Итальянское кино
3.6 Скандинавское кино
3.7 Немецкое кино
3.8 Индийское кино
3.9 Новые кинематографические школы
3.10 Российское кино
3.10.1 Советское кино
3.10.2 Постсоветское кино России
4 Кинофестивали и кинопремии
5 См. также
6 Ссылки
7 Литература
8 Примечания
Особенности в разных видах кино[править | править исходный текст]
Question book-4.svg
В этом разделе не хватает ссылок на источники информации.
Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.
Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.
Эта отметка установлена 20 октября 2013.
Проблемы с содержанием статьи
Возможно, эта статья содержит оригинальное исследование.
Добавьте ссылки на источники, в противном случае она может быть выставлена на удаление.
Дополнительные сведения могут быть на странице обсуждения. (20 октября 2013)
Игровое кино[править | править исходный текст]
Игровое кино — вид киноискусства, построенный на игре актёров. К игровому кино относятся практически все произведения кинематографа за исключением части документального кино.
См. также: Жанры игрового кино
Короткометражное кино[править | править исходный текст]
На первый взгляд, короткометражное кино отличается от полнометражного только небольшой продолжительностью фильма (в основном 15—20 минут). Но так кажется только на первый взгляд, ведь в узкие временные рамки короткометражного фильма нужно вместить весь спектр зрительских переживаний, который существует в кино полнометражном. Поэтому короткометражное кино является, с художественной точки зрения, совершенно отдельным видом киноискусства и отдельным видом кинематографического творчества. Его ещё иногда называют «киноминиатюрой».
Документальное кино[править | править исходный текст]
Совершенно отдельным явлением киноискусства является документа́льное кино́ или, как его ещё называют, неигрово́е кино́. Документальным называется фильм, в основу которого легли съёмки подлинных событий и лиц. Реконструкции подлинных событий не относятся к документальному кино. Первые документальные съёмки были произведены ещё при зарождении кинематографа. В настоящее время документальное кино прочно вошло в киноискусство всего мира.
Художественные приёмы[править | править исходный текст]
Крупный план, наплыв, ускоренная съёмка, «живая камера», звуковой контрапункт, кинометафора, трюковые съёмки, комбинированные съёмки, съёмка музыкальных номеров под фонограмму, ретроспекция и пр.[1]
Среди теоретико-художественных концепций, особо повлиявших на развитие и киноэстетики, и самого киноискусства второй половины XX - начала XXI вв., выделены: концепция «тотального реализма» (А. Базен); концепция так называемого «фотографического» или «феноменологического» реализма (3. Кракауэр); концепция «визуального кинематографа» (П. Гринуэй); концепция кино как «недовоплощенной» общественной жизни.[2]
Planned section.svg
Этот раздел статьи ещё не написан.
Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел.
Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.
Кинематографические школы[править | править исходный текст]
Голливудский кинематограф[править | править исходный текст]
Голливудский кинематограф, безусловно, является самым популярным в мире. Он представляет из себя гигантскую киноиндустрию, распространившую своё влияние на весь мир. Ежегодно в Голливуде создаются тысячи фильмов — это настоящий отлаженный конвейер.
Хотя многие упрекают Голливуд в излишней примитивности, отсутствии новых творческих идей и излишней коммерческой направленности, но популярность голливудских фильмов говорит сама за себя. Считается, что голливудское кино реализует самую суть кинематографа — зрелище. В голливудских фильмах можно найти именно то полуцирковое зрелище, ради которого зрители приходили на киносеансы ещё в конце XIX века. Более того, Голливуд имеет значительное влияние и на кинематограф других стран. Не секрет, что именно голливудские фильмы задают моду во многих жанрах кино. Они же являются определяющими и в выборе сюжета, и в подборе ансамбля актёров, и в создании имиджа фильма для рекламной кампании.
Ещё одна отличительная особенность этой кинематографической школы — необычайное искусство создавать спецэффекты. Именно спецэффектам обязаны своим успехом большинство голливудских блокбастеров.
Независимое американское кино[править | править исходный текст]
Нередко понятие «американский кинематограф» и «Голливуд» объединяют, но это неверно. Американское кино — это не только киноиндустрия Голливуда, но и развитая система независимого кино. Независимое кино — это кино, производимое энтузиастами без помощи крупных кинокомпаний. Это кино обычно небогатое, поскольку продюсеров кинематографистам приходится искать самим (а нередко приходится вкладывать и собственные деньги). Однако в США и Канаде независимое кино довольно популярно, кроме того оно заслужило и мировое признание, не раз побеждая на международных киноконкурсах и фестивалях, и оно породило ряд крупных современных авторов. Одной из главных сцен для независимого кино является кинофестиваль Sundance Film Festival, ежегодно проходящий в штате Юта (США).
Видными представителями современного независимого американского кино являются Фрэнсис Форд Коппола, Вуди Аллен, Мартин Скорсезе, Джон Малкович, Майкл Мур, Джим Джармуш, Дэвид Линч, Джоэл и Этан Коэны.
Последние трое давно вышли на уровень культовых фигур интеллектуального кино.
Английское кино[править | править исходный текст]
Среди представителей английского кино следует выделить режиссёров Дерека Джармена и Питера Гринуэя. Оба они в фильмах уделяют много внимания своеобразному визуальному решению. Более известен Гринуэй, доводящий, кажется, до предела эстетичность каждого кадра, наполняющий свои фильмы аллюзиями на классические живописные полотна и озабоченный проблемами мёртвого и живого, хаотичного и упорядоченного.
Французское кино[править | править исходный текст]
На родине кинематографа кино никогда не пребывало в упадке. Французское киноискусство является одним из самых уважаемых в мире, и по популярности уступает лишь голливудскому. Современный облик французского кино сформировался после Второй мировой войны. Так называемая «новая волна» во французском кино оказала сильнейшее влияние на развитие кино во всём мире. Сейчас французское кино — это очень утончённое кино, в котором психология и драматизм сюжета сочетаются с некоторой пикантностью и художественной красотой съёмок. Стиль определяют модные режиссёры Люк Бессон, Жан-Пьер Жене, Франсуа Озон. Правительство Франции активно содействует развитию и экспорту национального кинематографа.
Итальянское кино[править | править исходный текст]
Итальянское кино всегда было самобытным и неповторимым. Хотя существуют и итальянские фильмы, рассчитанные на «массовое потребление», но всё же широкой мировой кинообщественности итальянское кино известно благодаря высокому «авторскому» кино таких режиссёров, как Пьер Паоло Пазолини, Федерико Феллини, Бернардо Бертолуччи, Лукино Висконти и Микеланджело Антониони. Все они — одни из самых значимых фигур в кино: фильмы этих режиссёров, полные абстракций, метафор, мистики, навсегда вошли в золотой фонд мирового кинематографа и стали источником вдохновения для новых поколений режиссёров.
Скандинавское кино[править | править исходный текст]
Характер скандинавского кино в целом напоминает суровый «нордический» характер самой Скандинавии. Главными режиссёрами скандинавского кино являются Ингмар Бергман и Ларс фон Триер — оба суровые в изобразительном ряде, оба высекающие мощные страсти из актёров. И если Триер известен как киноэкспериментатор и создатель «Догмы 95», то Бергман — признанный классик, не уступающий по значимости режиссёрам великого итальянского кино. В своих часто тяжёлых фильмах режиссёр ставит перед зрителем задевающие за живое нравственные и философские вопросы.
Немецкое кино[править | править исходный текст]
В 60-70 годы XX века в Германии возникает течение, позиционировавшее себя как «Новый немецкий кинематограф» (нем. Neuer Deutscher Film). Наиболее яркими его представителями являлись такие ставшие теперь классиками режиссёры, как Вим Вендерс, Фолькер Шлёндорф, Вернер Херцог, Райнер Вернер Фассбиндер. Эти режиссёры преследовали цель отхода от развлекательного кино в пользу остросоциального, побуждающего к размышлению кинематографа. Фильмы этих режиссёров снимались на деньги независимых студий, поэтому такое кино также стало называться «авторским». Значительное влияние на Новый немецкий кинематограф оказала французская «новая волна» (фр. Nouvelle Vague) и движение протеста 1968 года.
Наиболее плодовитой фигурой «Нового немецкого кинематографа» был Райнер Вернер Фассбиндер. Режиссёр снимал по несколько фильмов в год и отчаянно прожигал жизнь (умер режиссёр в 37 лет от передозировки кокаина). Это сообщило его фильмам внешнюю небрежность, неровность, но и наполнило их некоей необычной жизненностью, трагическим «драйвом» и сделало многие сцены поразительно запоминающимися.
Среди поныне работающих немецких классиков всемирно знаменит Вим Вендерс, в чём-то продолживший метод Микеланджело Антониони, хотя внутренне совсем иной автор.
Индийское кино[править | править исходный текст]
Индийское кино, ещё называемое «Болливуд», довольно своеобразно и незамысловато. Оно не имеет признания и популярности в мире, но некогда было известно в СССР, а теперь очень распространено и популярно в среднеазиатских государствах СНГ. Сюжеты фильмов построены на незамысловатых житейских историях, любви, ненависти, преступлении, мести. Отличительная черта индийского киноискусства — это множество песен и национальных индийских танцев, из-за этого практически каждый индийский фильм можно отнести к жанру мюзикла. Впрочем, в последнее время стали появляться фильмы, больше похожие на европейское и американское кино. Если проводить параллели с Америкой, то кроме Болливуда существует и «Независимое индийское кино», например, Бенгальское.
Новые кинематографические школы[править | править исходный текст]
К новым кинематографическим школам относят страны, в которых кино не существовало или не было развито до последнего времени. Эти «заново открытые» кинематографы специалисты часто находят очень интересными и самобытными. Сменяя друг друга, кинематографические школы этих стран становятся модными среди киноманов. В основном эти школы воспринимаются как экзотика, и развиваются как экзотика, зачастую стремясь привлечь зрителя шокирующими сценами и принципиально новыми подходами к съёмке, нежели новыми тенденциями в изученных областях кино.
Российское кино[править | править исходный текст]
С 1900 до 1918 года российское кино развивалось, было очень распространено и популярно в Санкт-Петербурге, Москве, Киеве, Одессе, Нижнем Новгороде, Тифлисе, Екатеринбурге; было популярно иностранное кино.
С 1906 до 1920 года работает Александр Ханжонков предприниматель, организатор кинопромышленности, продюсер, режиссёр, сценарист, один из пионеров русского кинематографа. Его воспоминания частично опубликованы в книге «Первые годы русской кинематографии». На счету киноателье Ханжонкова множество важнейших достижений в развитии российского кино. В 1911 году на экраны выходит первый в России полнометражный фильм «Оборона Севастополя», совместно поставленный Ханжонковым и Гончаровым. В 1912 году компания выпускает в прокат первый в мире мультфильм, снятый в технике объёмной анимации — «Прекрасная Люканида, или Война усачей с рогачами» в постановке Владислава Старевича. С начала 1910-х годов компания Ханжонкова становится лидером российского кинопроизводства, у Ханжонкова работают Василий Гончаров, Александра Гончарова, Андрей Громов, Пётр Чардынин и Иван Мозжухин. В начале 1912 года акционерное общество «Ханжонков и К°», имеет уставной капитал 500 000 рублей. [3]
В Санкт-Петербурге с февраля 1910 года по 1912 год выходил российский ежемесячный журнал Синематограф (журнал), посвященный кинематографу.
Весной 1917 года Ханжонков вместе с большинством сотрудников своей компании выезжает в Крым и организует полноценное кинопроизводство в Ялте.
Советское кино[править | править исходный текст]
Первый успех пришёл к советскому кино в эпоху немого кино. Тогда новаторское пролетарское киноискусство, призывающее к мировой революции, вызывало на западе интерес. Особенно ценными считаются работы Сергея Эйзенштейна, которые значительно повлияли на развитие кино.
В дальнейшем советское кино десятилетиями развивалось в изоляции от остального мира. Также, травля оппозиции, согласно идеологии большевиков, ударила и по кино: 1926 году Ханжонков вместе с группой руководителей «Пролеткино» был арестован. В итоге он был ввиду отсутствия доказательств его вины освобождён, однако получил запрет на работу в области кинематографа и был лишён политических прав. В конце жизни Ханжонков был реабилитирован и получил пенсию, но построенные им киностудии в Москве и Ялте были конфисковаины и достались Госкино СССР.
В сталинский период образ Сталина широко использовался в киноискусстве во время культа личности. После Второй мировой войны лишь единичные советские фильмы имели успех за рубежом. Это объясняется тем, что специфика советской жизни была непонятна и неинтересна иностранному зрителю, советские фильмы считались довольно примитивными. С другой стороны, в СССР доступ к иностранному кино был весьма ограничен по идеологическим причинам. Внутри СССР советское кино было популярно, кинотеатры бывали заполнены до отказа, киноиндустрия приносила государству значительный доход. Целые жанры киноискусства были запрещены цензурой, допустимая художественная стилистика фильмов была значительно сужена.
Сергей Бондарчук был одним из немногих режиссёров, которым было разрешено снимать и сниматься за железным занавесом. В советское время он считался мастером грандиозных батальных сцен с многотысячной массовкой («Война и мир», «Ватерлоо»). Несмотря на цензуру и запреты, в Советском Союзе во второй половине XX века было создано несколько талантливых «авторских» киноработ, шедевров мирового кинематографа. Здесь фильмы Андрея Тарковского, вынужденного позднее эмигрировать из СССР, Сергея Параджанова, открывшего бездны выразительности на фольклорном материале, и Киры Муратовой, продолжающей работать до сих пор. С началом Перестройки советское кино начало менять свой облик. Стали появляться доселе невообразимые по откровенности фильмы, отражавшие перемены в советском обществе.
Рядом талантливых советских режиссёров-документалистов было создано множество фильмов, которые вошли в золотой фонд мирового документального киноискусства. Особенно следует отметить режиссёров Дзигу Вертова, Льва Кулешова, Константина Кереселидзе, Романа Кармена и Михаила Ромма.
Постсоветское кино России[править | править исходный текст]
Основная статья: Российский кинематограф
Со времени распада СССР, все 1990-е годы российское кино находилось в упадке. Возрождение началось лишь в начале XXI века. Говорить о какой-то самобытности российского кино, пожалуй, преждевременно. Свой стиль у российского кино ещё не выработался. Большинство качественно снятых фильмов пока подражают голливудскому стилю, есть отдельные фильмы, напоминающие французское и немецкое кино. Снято также множество менее качественных фильмов, напоминающих худшие образцы советского кино. Но российское кино ещё слишком молодо, со временем стилистические тенденции проявятся яснее. Много современных российских фильмов получили высокую популярность[где?].
Кинофестивали и кинопремии[править | править исходный текст]
Основные статьи: Кинофестиваль, Кинопремия
Кинофестивали решают вопрос о качественной оценке фильмов и работы отдельных членов съёмочной группы, независимо объективного показателя успеха кинофильма, — кассового сбора с проката (который зависит от целого ряда неравновесных факторов, которые влияют на финансовые показатели фильма; помимо всего, сбор с проката может оценить лишь успех фильма в целом, но не вклад отдельных членов съёмочной группы).
Конечно, никакой кинофестиваль не может претендовать на объективность оценок, оценки фильмов на кинофестивалях сугубо субъективны. Но фестивалей очень много, и у каждого фестиваля со временем складывается своя особая репутация, выделяются направления киноискусства особо поощряемые (или не поощряемые) данным кинофестивалем. Есть также жанровые кинофестивали.
Среди самых известных можно назвать: Каннский кинофестиваль (считается лидером в европейском кино), Венецианский кинофестиваль, Берлинский кинофестиваль, Московский кинофестиваль.
Кинопремии в отличие от кинофестивалей, не сопровождаются публичными показами фильмов-номинантов, но их задачи те же. Кинопремия обычно присуждается по результатам тайного голосования экспертов — реже по результатам обсуждения жюри.
Самые известные из них: Премия «Оскар», Премия «Золотой глобус», Премия BAFTA, Премия Сатурн (научной фантастики, фэнтези и фильмов ужасов) и пр.
См. также[править | править исходный текст]
Кинообразование
Жанр киноискусства
Ссылки[править | править исходный текст]
Киноискусство в Open Encyclopedia Project
Литература[править | править исходный текст]
Лотман Ю. Семиотика кино и проблемы киноэстетики. Таллин: Ээсти Раамат, 1973.
Примечания[править | править исходный текст]
↑ "Художественные приемы: ТРОПЫ "
↑ Концепции художественного творчества в современной эстетике кино disserCat
↑ Акционерное общество «Ханжонков и К°»
Категория: Теория кино
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Հայերեն
ქართული
Українська
მარგალური
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 01:31, 22 октября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
|
|
|
|
|
|
ПОЛУЧАЙТЕ
|
16.11.2013 в 20:58
|
|
Написал(а): АН-602
|
положительный
|
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразить все цвета в природе (требовалось три цвета). Существовали и трёхцветные системы, но в них изображение было ещё хуже, так как в них использовались три объектива, и параллакс между ними приводил к образованию цветной каймы у предметов. Режиссёры «серьёзных» фильмов избегали цветного кинематографа, и все шедевры того времени были чёрно-белыми. Публика воспринимала цветные фильмы как аттракцион. Положение было исправлено после изобретения трёхцветного однокамерного варианта технологии «Техниколор». Впервые эту технику применил Уолт Дисней в мультфильме «Цветы и деревья» в 1932 году. Первый «полноценно цветной» игровой короткометражный фильм системы «Technicolor» под названием «La Cucaracha» вышел в 1934 году.
Первый же полнометражный цветной фильм «Бекки Шарп» американского режиссёра армянского происхождения Рубена Мамуляна вышел в 1935, этот год и принято считать годом появления цветного кино.
Появление цветного кино в России[править | править исходный текст]
Первой в России вручную раскрашенной в цвет чёрно-белой картиной была короткометражная лента «Ухарь-купец» (1909). В 1925 году в полнометражном фильме «Броненосец „Потёмкин“» был раскрашен флаг.
Первый в России (и во всём СССР) цветной документальный короткометражный фильм «Праздник труда» был снят по технологии «Спектроколор», похожей на «Кинемаколор», в 1931 году[7].
В СССР первый игровой цветной виражный фильм «Груня Корнакова» был снят по системе «бипак», сходной с «Синеколором» в 1936 году. В конце 30-х годов в СССР были изготовлены первые кинокамеры трехцветной однокамерной системы «ЦКС-1». Первый полнометражный фильм по этой технологии («Иван Никулин — русский матрос») из-за войны вышел только в 1944 году. Первым же цветным фильмом, снятым на многослойную цветную киноплёнку AGFA стал фильм о Параде Победы 1945 года.
Дальнейший технический прогресс в кино[править | править исходный текст]
В 1950-х годах технический прогресс зашёл ещё дальше. Разработка и внедрение магнитной записи и воспроизведения звука, а также создание и освоение новых видов кинематографа (панорамного, стереоскопического, полиэкранного и др.) привели к значительному повышению качества показа фильмов, стали говорить об «эффекте присутствия» зрителя. Впечатление усиливалось стереофоническим воспроизведением звука, позволявшим создавать «пространственную звуковую перспективу» — звук как бы следует за изображением его источника, вызывая иллюзию реальности источника звука.
Для создания стереоскопического изображения необходимо произвести киносъемку из двух точек, имитирующих два глаза наблюдателя. На экране кинотеатра оба изображения проецируются вместе, и разделяются посредством очков, содержащих цветовые светофильтры или поляризаторы в двух перпендикулярных плоскостях поляризации.
В настоящее же время существуют очень изощрённые системы звукового сопровождения кино. Число отдельных звуковых каналов доходит до 7, а в перспективных системах даже до 24. Разумеется, всё это призвано усилить глубину погружения зрителя в атмосферу просматриваемого фильма.
Виды кинематографа[править | править исходный текст]
Художественное и документальное кино[править | править исходный текст]
Произведения кинематографа принято делить на художественные (игровые) и документальные (неигровые) фильмы. В первых показаны события, сыгранные актёрами, во вторых — заснятые в реальной жизни. Однако такое деление часто подвергается критике в связи с тем, что существуют документальные фильмы, в которых реальные события реконструируются актёрами. В силу того, что актёры стали частым явлением в фильмах, которые признаны документальными, в документальном кино часто выделяют полностью неигровое кино и кино с элементами игрового, но реконструирующее реальные события. При этом необходимо отличать документальное кино от художественных исторических фильмов.
Короткометражное кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Короткометражное кино
На первый взгляд, короткометражное кино отличается от полнометражного только небольшой продолжительностью фильма (в основном 15—20 минут). Но так кажется только на первый взгляд, ведь в узкие временные рамки короткометражного фильма нужно вместить весь спектр зрительских переживаний, который существует в кино полнометражном. Поэтому короткометражное кино является, с художественной точки зрения, совершенно отдельным видом киноискусства и отдельным видом кинематографического творчества. Его ещё называют «киноминиатюрой».
Документальное кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Документальное кино
Совершенно отдельным явлением киноискусства является документальное (неигровое) кино. Документальным называется фильм, в основу которого легли съёмки подлинных событий и лиц. Реконструкции подлинных событий не относятся к документальному кино. Первые документальные съёмки были произведены ещё при зарождении кинематографа. В настоящее время документальное кино прочно вошло в киноискусство всего мира и часто транслируется по телевидению.
Темой для документальных фильмов чаще всего становятся интересные события, культурные явления, научные факты и гипотезы, а также знаменитые персоны и сообщества. Мастера этого вида кинотворчества нередко поднимались до серьёзных философских обобщений в своих произведениях.
Образовательные фильмы[править | править исходный текст]
Ещё одна категория фильмов, которую относят к документальному кино — это образовательные (учебные) фильмы. Фильмы, предназначенные для показа в школах и других учебных заведениях. Исследования показывают, что учебный материал, преподнесённый в виде фильма, усваивается гораздо лучше, чем тот же материал, пересказанный учителем. Дело здесь, видимо, в наглядности и отшлифованности подачи материала (неудивительно, ведь в кино возможно много дублей). Практика показа учебных фильмов очень распространена на Западе и особенно в США. В школах СССР при обучении использовались учебные фильмы (снятые специально для школ, с учётом единой для всех учебной программы) в основном по физике, биологии и литературе. Кроме того, на советском телевидении в конце 1960-х — начале 1970-х годов существовало несколько программ, демонстрировавших учебные фильмы в соответствии со школьной программой (в хронологическом соответствии, по плану текущего учебного года), а в Москве и некоторых других городах существовал специальный («четвёртый») телеканал, практически полностью посвящённый учебным программам. В связи с этой практикой некоторые учебные классы в школах были оборудованы телеприёмниками. В России показ учебных фильмов не распространён, хотя известно, что некоторые кафедры в вузах создают свои собственные учебные фильмы.
Технические особенности[править | править исходный текст]
Соотношение сторон экрана[править | править исходный текст]
Соотношение ширины и высоты кадра (англ. aspect ratio) — важнейшее понятие в кинематографе. В немом кинематографе отношение горизонтальной к вертикальной стороне кадра составляло примерно 4:3 (4 единицы в ширину к 3 единицам в высоту; иногда ещё записывается как 1,33:1 или просто 1,33) — сложившееся ещё во времена Эдисона и Люмьеров в силу достаточно случайных причин, хотя и близкое к самому распространенному формату полотна в живописи. Это же отношение было перенято и телевидением. С появлением звукового кино был узаконен так называемый «академический» формат с соотношением сторон кадра 1,375:1, чаще всего сокращаемое до 1,37:1[8]. С развитием и распространением телевидения, кино стало активно обращаться к широкому экрану, в котором постепенно утвердились два основных формата: 2,35:1 (то есть примерно 7:3) и 2,2:1. Существуют экспериментальные фильмы с иным соотношением (например, кругорамные киносистемы с горизонтальным обзором 360°).
Однако широкоэкранное кино никак не могло претендовать на всеобщее применение, поскольку оно подходит для масштабных эпических композиций, и в редких случаях для камерного психологического кино (не только из общеэстетических соображений, но из элементарного обстоятельства, что на изолированном крупном плане человеческого лица при широкоэкранной съемке примерно две трети кадра остаются незаполненными). В то же время, и классическое соотношение 1,37:1 не всегда является выигрышным, и как только возник сам по себе вопрос об изменении всей технологии кинопроцесса, кинематограф стал тяготеть к соотношению сторон близкому к золотому сечению (это примерно 1,62:1). В результате появился формат 5:3 (1,66:1), на который довольно быстро перешло западноевропейское кино; в США же стал доминировать формат, промежуточный между европейским и широким — 1,85:1[9].
Изменение формата кадра, во-первых, позволило более органично использовать заложенный в кинематографе изобразительный потенциал, а во-вторых, само по себе наличие нескольких форматов дало кинематографистам возможность выбрать тот из них, который наиболее адекватен поставленной художественной задаче, что способствовало как увеличению эстетического качества среднестатистического фильма, так и росту авторской свободы.[источник не указан 1169 дней]
Кинематографические системы[править | править исходный текст]
Соотношение сторон изображения, получаемого на экране и другие технические характеристики кинофильма, зависят от формата, в котором он изготовлен. Существует огромное количество различных систем кинематографа, классифицируемых, прежде всего, по ширине используемой киноплёнки и соотношению сторон изображения.
Основная статья: Формат кинематографа
«Эффект 25-го кадра»[править | править исходный текст]
Кинокамера фиксирует фазы движения объекта на киноплёнке в виде ряда последовательных фотоснимков (кадров киноизображения). Затем эти кадры проецируются на экране. Частота кадров старых (немых) чёрно-белых фильмов составляла 1000 кадров в минуту (16⅔ кадра в секунду), так как иллюзия движения объектов на экране возникает, когда время между кадрами становится меньше, чем время инерции зрения, которое составляет примерно 0,1 с[10] (см. Кинематографический принцип). С возникновением звукового кинематографа количество кадров в секунду было увеличено до 24, что и стало стандартом для съёмки практически на весь XX век. В современных кинотеатрах минимальная частота проекции составляет 48 мельканий в секунду (это 24 кадра в секунду при двойном мелькании обтюратора).
В середине XX века был распространён миф о том, что человеческий мозг якобы может воспринять лишь 24 кадра в секунду — а 25-й кадр, если его вставить в воспроизведение, якобы будет восприниматься человеком на подсознательном уровне. Из этого заблуждения были сделаны выводы об эффективности «феномена 25-го кадра» в различных видах внушения и подсознательного воздействия (например, в целях политической пропаганды, коммерческой рекламы, при обучении иностранным языкам, лечении от наркозависимости и пр.). Все вымыслы о влиянии 25-го кадра на подсознание человека не имеют отношения к реальности.
Цифровой кинематограф[править | править исходный текст]
В начале XXI века, с развитием цифровых технологий записи изображения, появилось понятие «цифровой кинематограф». Под этим термином понимают новую технологию фильмопроизводства, позволяющую обходиться без использования кинопленки. В цифровом кино съемка, обработка, монтаж и демонстрация фильма происходят при помощи цифрового оборудования. Исходный материал записывается при помощи цифровой кинокамеры прямо на цифровой носитель данных. В этом случае обычный кинопроектор заменяется цифровым. Часть копий фильма печатается на кинопленке при помощи фильм-рекордера. При этом изготовляется высококачественный дубльнегатив (англ. internegative) для последующей печати пленочных фильмокопий. Современные цифровые камеры обеспечивают очень высокое разрешение изображения, хорошую цветопередачу и широчайший, недоступный до недавнего времени, спектр манипуляций с цветовой гаммой изображения. Цифровые технологии также предоставляют большие возможности для использования видеографики и спецэффектов в кино. Однако до сих пор киноплёнка, особенно, больших форматов, превосходит по разрешающей способности большинство цифровых кинокамер. На несколько лет раньше полностью беспленочных технологий получила распространение технология, предусматривающая сканирование негатива изображения и последующая цифровая обработка полученных данных, Digital Intermediate. Такая технология обладает большей гибкостью, чем пленочная и позволяет обойтись без многих промежуточных стадий фильмопроизводства.
Художественные особенности[править | править исходный текст]
Основная статья: Киноискусство
Planned section.svg
Этот раздел статьи ещё не написан.
Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел.
Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.
Кинематографические школы[править | править исходный текст]
Независимое американское кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Независимое американское кино
Видными представителями современного независимого американского кино являются Квентин Тарантино, Джим Джармуш, Дэвид Линч, Джоэл и Этан Коэны.
Английское кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Кино Великобритании
Среди представителей английского кино — режиссёры Кристофер Нолан, Альфред Хичкок, Майкл Пауэлл и Эмерих Прессбургер, Тони Ричардсон, Линдсей Андерсон, Кен Лоуч, Дерек Джармен, Питер Гринуэй.
И Гринуэй, и Джармен в фильмах уделяют много внимания своеобразному визуальному решению. Более известен Гринуэй, уделяющий много внимания эстетичности каждого кадра, наполняющий свои фильмы аллюзиями на классические живописные полотна и озабоченный проблемами мёртвого и живого, хаотичного и упорядоченного.
Французское кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Кинематограф Франции
Французское киноискусство является одним из самых уважаемых в мире, и по популярности уступает лишь голливудскому. Современный облик французского кино сформировался после Второй мировой войны. Так называемая «новая волна» во французском кино оказала сильнейшее влияние на развитие кино во всём мире. Среди известных режиссёров — Жан Ренуар, Марсель Карне, Жан-Люк Годар, Франсуа Трюффо, Бертран Блие, Люк Бессон, Жан-Пьер Жене, Франсуа Озон. Правительство Франции активно содействует развитию и экспорту национального кинематографа.
Итальянское кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Итальянское кино
Итальянское кино всегда было самобытным и неповторимым. Хотя существуют и итальянские фильмы, рассчитанные на «массовое потребление», но всё же широкой мировой кинообщественности итальянское кино известно благодаря высокому «авторскому» кино таких режиссёров, как Роберто Росселлини, Федерико Феллини, Микеланджело Антониони, Лукино Висконти, Пьер Паоло Пазолини, Бернардо Бертолуччи. Фильмы этих режиссёров, созданные в разных стилях, иногда полные абстракций, метафор, мистики, навсегда вошли в золотой фонд мирового кинематографа и стали источником вдохновения для новых поколений режиссёров.
Немецкое кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Кинематограф Германии
В 1960—1970-е годы в Германии возникает течение, позиционировавшее себя как «Новый немецкий кинематограф» (нем. Neuer Deutscher Film). Наиболее яркими его представителями являлись такие ставшие теперь классиками режиссёры, как Вим Вендерс, Фолькер Шлёндорф, Вернер Херцог, Райнер Вернер Фассбиндер. Эти режиссёры преследовали цель отхода от развлекательного кино в пользу остросоциального, побуждающего к размышлению кинематографа. Фильмы этих режиссёров снимались на деньги независимых студий, поэтому такое кино также стало называться «авторским». Значительное влияние на Новый немецкий кинематограф оказала французская «новая волна» (фр. Nouvelle Vague) и движение протеста 1968 года.
Наиболее плодовитой фигурой «Нового немецкого кинематографа» был Райнер Вернер Фассбиндер. Режиссёр снимал по несколько фильмов в год и отчаянно прожигал жизнь (умер в 37 лет от передозировки кокаина). Это сообщило его фильмам внешнюю небрежность, неровность, но и наполнило их некоей необычной жизненностью, трагическим «драйвом» и сделало многие сцены поразительно запоминающимися.
Среди поныне работающих немецких классиков всемирно знаменит Вим Вендерс.
Новые кинематографические школы[править | править исходный текст]
К новым кинематографическим школам относят страны, в которых кино не существовало или не было развито до последнего времени. Эти «заново открытые» кинематографы специалисты часто находят очень интересными и самобытными. Сменяя друг друга, кинематографические школы этих стран становятся модными среди киноманов. В основном эти школы воспринимаются как экзотика, и развиваются как экзотика, зачастую стремясь привлечь зрителя шокирующими сценами и принципиально новыми подходами к съёмке, нежели новыми тенденциями в изученных областях кино.
Question book-4.svg
В этом разделе не хватает ссылок на источники информации.
Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.
Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.
Эта отметка установлена 20 октября 2013.
Профессии кинематографа[править | править исходный текст]
Основная статья: Профессии кинематографа
Planned section.svg
Этот раздел статьи ещё не написан.
Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел.
Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.
Кинофестивали и кинопремии[править | править исходный текст]
Основная статья: Кинофестиваль
Со времени появления самого кинематографа вставал вопрос о качественной оценке фильмов и работы отдельных членов съёмочной группы. Один из объективных показателей успеха кинофильма — это кассовый сбор с проката. Когда зрители голосуют покупкой билетов — это безусловная оценка качества фильма. Но считать этот показатель единственно верным было бы ошибкой. Ведь все фильмы изначально находятся в разных условиях: одни широко разрекламированы и анонсированы, для других даже не изготовляется качественных афиш; одни фильмы блещут именами звёзд с афиши — другие делаются начинающими кинематографистами, которым не по карману приглашение звезды. Есть ещё целый ряд психологических факторов, которые влияют на финансовые показатели фильма. Кроме того, условия проката во всех странах разные, поэтому сопоставить сбор фильма в разных странах бывает трудно. Национальные и культурные особенности также могут влиять на популярность фильма. А помимо всего, сбор с проката может оценить лишь успех фильма в целом, но не вклад отдельных членов съёмочной группы.
Для решения указанных проблем оценки кино, в мире регулярно проводится множество кинофестивалей, разыгрывается множество кинопремий. Кинофестивали призваны продемонстрировать современные веяния в кинематографе, избрать лучшие фильмы года, оценить работу членов съёмочных групп. Кинопремии, в отличие от кинофестивалей, не сопровождаются публичными показами фильмов-номинантов, но их задачи те же. Конечно, никакой кинофестиваль не может претендовать на объективность оценок, оценки фильмов на кинофестивалях сугубо субъективны. Но фестивалей очень много, и у каждого фестиваля со временем складывается своя особая репутация, выделяются направления киноискусства особо поощряемые (или не поощряемые) данным кинофестивалем. Есть также жанровые кинофестивали. Таким образом, у любителя кино, имеющего свои жанровые или стилистические предпочтения, всегда есть возможность найти «свой» кинофестиваль — и по его итогам ориентироваться в фильмах текущего года.
Кинематографические базы данных[править | править исходный текст]
Кинопоиск.ру
IMDb
Movie Tome
All Movie Guide
Internet Adult Film Database
Internet Broadway Database
Internet Movie Cars Database
Rotten Tomatoes
Metacritic
IMDb[править | править исходный текст]
Основная статья: IMDb
Огромный вклад в упорядочение информации о кинематографе внесла База данных фильмов в Интернете (англ. Internet Movie Database; IMDb) — крупнейшая на планете база данных и веб-сайт о кинематографе. Сейчас это один из редких примеров удачного сотрудничества крупного бизнеса и киноманов-альтруистов. Некоторые разделы базы до сих пор в значительной степени наполняются добровольцами, это схоже с концепцией вики. IMDb выбрана как базовый источник информации для кинематографических ресурсов Википедии.
См. также[править | править исходный текст]
Мультипликация
Литература[править | править исходный текст]
Садуль Ж. Всеобщая история кино. Т. 1-4, 6 / Под общей ред. проф. С. И. Юткевича. — М.: Искусство, 1958—1982.
История зарубежного кино (в 3 тт.). М., 1965—1981
Кино: Энциклопедический словарь. М.: Советская энциклопедия, 1987
Паркинсон Д. Кино. М., 1996
Б. Н. Коноплёв Глава II. Классификация кинофильмов // Основы фильмопроизводства. — 2-е изд. — М.: Искусство, 1975. — С. 30. — 448 с.
Мусский И. А. 100 великих отечественных кинофильмов. — М.: Вече, 2005. — 480 с. — ISBN 5-9533-0863-9
Мусский И. А. 100 великих зарубежных фильмов. — М.: Вече, 2008. — 480 с. — ISBN 978-5-9533-2750-3
Кудрявцев С. В. 3500. Книга кинорецензий: В 2-х тт.. — СПб.: Печатный Двор, 2008. — ISBN 978-5-9901318-3-5
Лурселль Ж. Авторская энциклопедия фильмов = Dictionnaire du cinema: Les films. — М.: Rosebud Publishing, 2009. — ISBN 978-5-904175-02-3
Ссылки[править | править исходный текст]
П: Портал «Кино»
wikt: Кинематограф в Викисловаре?
commons: Кинематограф на Викискладе?
Кино в каталоге ссылок Open Directory Project (dmoz).
Кино, история — статья из энциклопедии Кругосвет
Интернет-архив журнала «Искусство кино»
Интернет-архив журнала «Киноведческие записки»
Интернет-архив журнала «Сеанс»
Журнал (недоступная ссылка с 23-05-2013 (177 дней) — история, копия) «Кайе дю синема» (фр.)
Журнал Sight & Sound Британского киноинститута (англ.)
Примечания[править | править исходный текст]
↑ Фильм Прибытие поезда на вокзал Ла-Сьота упоминается в статье Максима Горького (опубликована под псевдонимом «M. Pacatus»), посвящённой первым киносеансам, организованным Шарлем Омоном на Нижегородской ярмарке — «Нижегородский листок», 1896, 4 (16) июля, № 182, с. 31.
↑ Показ звукового фильма в Берлине (недоступная ссылка с 23-05-2013 (177 дней) — история, копия)
↑ BBC — World’s first colour moving pictures discovered
↑ The Guardian — Colour film of 1901, judged world’s earliest ever, found at media museum
↑ National Media Museum — World’s First Moving Colour Pictures
↑ Дмитрий Масуренков Киноаппараты для цветных съемок (рус.) // «Техника и технологии кино» : журнал. — 2007. — № 5.
↑ Александр Дерябин Ранние отечественные цветные фильмы (рус.) // «Киноведческие записки» : журнал. — 2002. — № 56.
↑ Леонид Коновалов. Форматы кадра (рус.). Кинофотопроцессы. Леонид Коновалов (18 ноября 2011). Проверено 26 сентября 2012. Архивировано из первоисточника 16 октября 2012.
↑ Коноплёв, 1975, с. 30
↑ Карпов Г. В., Романин В. А. «Технические средства обучения», М.: Просвещение, 1979, стр. 121—122.
Категории: КинематографПоявились в 1895 году
Навигация
Создать учётную записьПредставиться системеСтатьяОбсуждениеЧитатьПравитьТекущая версияПравить исходный текстИстория
Найти
Заглавная страница
Рубрикация
Указатель А — Я
Избранные статьи
Случайная статья
Текущие события
Участие
Сообщить об ошибке
Портал сообщества
Форум
Свежие правки
Новые страницы
Справка
Пожертвования
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках
Asturianu
Žemaitėška
Беларуская
Беларуская (тарашкевіца)
Български
বাংলা
Bosanski
Català
Čeština
Чӑвашла
English
Esperanto
Español
Eesti
Euskara
فارسی
Suomi
Võro
Français
Gaeilge
Galego
Gaelg
हिन्दी
Hrvatski
Magyar
Interlingua
Bahasa Indonesia
Íslenska
Italiano
日本語
한국어
Коми
Latina
Lietuvių
Latviešu
Nāhuatl
Norsk bokmål
Occitan
Polski
Português
Саха тыла
සිංහල
Simple English
Српски / srpski
தமிழ்
తెలుగు
Türkçe
Татарча/tatarça
Українська
Tiếng Việt
中文
Править ссылки
Последнее изменение этой страницы: 05:54, 12 ноября 2013.
Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия. Подробнее см. Условия использования.
Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак некоммерческой организации Wikimedia Foundation, Inc.
Свяжитесь с нами
Политика конфиденциальностиОписание ВикипедииОтказ от ответственностиРазработчикиМобильная версияWikimedia Foundation Powered by MediaWiki
|
|
|
|
|
|
СОБАКИ ЛАЮТ- КАРАВАН ИДЕТ
|
16.11.2013 в 20:57
|
|
Написал(а): ПОЕХАЛИ
|
положительный
|
Кинематограф
[править | править исходный текст]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 6 сентября 2013; проверки требуют 8 правок.
У этого термина существуют и другие значения, см. Кинематограф (значения).
У этого термина существуют и другие значения, см. Кино (значения).
Кинемато́граф (от греч. κινημα, род. п. κινηματος — движение и греч. γραφω — писать, рисовать; то есть «записывающий движение») — отрасль человеческой деятельности, заключающаяся в создании движущихся изображений. Иногда также упоминается как синемато́граф (от фр. cinématographe, устар.) и кинематогра́фия. Кинематограф был изобретён в конце XIX века и стал крайне популярен в XX веке.
В понятие кинематографа входят киноиску́сство — вид современного изобразительного искусства, произведения которого создаются при помощи движущихся изображений, и киноиндустрия (кинопромышленность) — отрасль экономики, производящая кинофильмы, спецэффекты для кинофильмов, мультипликацию, и демонстрирующая эти произведения для зрителей. Произведения киноискусства создаются при помощи кинотехники. Изучением кинематографа занимается наука кинове́дение. Сами кинофильмы могут сниматься в различных жанрах игрового и документального кино.
Кинематограф занимает значительную часть современной культуры многих стран. Во многих странах киноиндустрия является значимой отраслью экономики. Производство кинофильмов сосредоточено на киностудиях. Фильмы демонстрируются в кинотеатрах, по телевидению, распространяются «на видео» в форме видеокассет и видеодисков, а с появлением скоростного интернета стало доступным скачивание кинофильмов в форме видеофайлов на специализированных сайтах или посредством пиринговых сетей, а также просмотр онлайн (что может нарушать права правообладателей кинофильма).
Содержание [убрать]
1 История
1.1 Эпоха немого кино
1.2 Появление звука
1.3 Появление цвета
1.3.1 Появление цветного кино в России
1.4 Дальнейший технический прогресс в кино
2 Виды кинематографа
2.1 Художественное и документальное кино
2.2 Короткометражное кино
2.3 Документальное кино
2.3.1 Образовательные фильмы
3 Технические особенности
3.1 Соотношение сторон экрана
3.2 Кинематографические системы
3.3 «Эффект 25-го кадра»
3.4 Цифровой кинематограф
4 Художественные особенности
5 Кинематографические школы
5.1 Независимое американское кино
5.2 Английское кино
5.3 Французское кино
5.4 Итальянское кино
5.5 Немецкое кино
5.6 Новые кинематографические школы
6 Профессии кинематографа
7 Кинофестивали и кинопремии
8 Кинематографические базы данных
8.1 IMDb
9 См. также
10 Литература
11 Ссылки
12 Примечания
История[править | править исходный текст]
Основная статья: Рождение кинематографа
Исторически кинематограф появился в результате решения задачи по закреплению на материальном носителе изображения непрерывного движения объектов и проекции этого движения на экран. Для решения этой задачи необходимо было создание сразу нескольких технических изобретений: гибкой светочувствительной плёнки, аппарата хронофотографической съёмки, проектора быстро сменяющихся изображений. Первая гибкая светочувствительная негорючая плёнка была изобретена русским фотографом И. В. Болдыревым в 1878—1881 гг., затем американскими изобретателями Г. Гудвином в 1887 году и Дж. Истменом в 1889 году была создана горючая, целлулоидная пленка. Первые же аппараты хронофотографической съемки были сконструированы в 80-х годах XIX века. К ним относятся: «фоторужьё» французского физиолога Э. Марея (1882), аппарат французского изобретателя О. ле Бернса (1888), аппарат английских изобретателей У. Фризе-Грина и М. Эванса (1889), аппарат русского фотографа В. А. Дюбюка (1891), «Фоноскоп» французского физиолога Ж. Демени (1892). Пионерами в создании аппаратов для проекции на экран быстро сменяющихся изображений были: немецкий и русский фотографы О. Анщюц и В. А. Дюбюк, создавшие соответственно в 1891 и 1892 годах проекционные аппараты различной конструкции, но с одинаковым названием — «Тахископ», французский изобретатель Э. Рейно, создавший в 1892 году проектор под названием «Оптический театр», и русские изобретатели И. А. Тимченко и М. Ф. Фрейденберг (1893).
Братья Люмьер (Огюст слева, Луи справа на фото)
Изобретениями наиболее приблизившиеся к кинематографу по своим техническим характеристикам являются: «кинетоскоп» Эдисона, аппарат И. А. Тимченко (1893), «хронофотограф» Ж. Демени (1893), проектор американского изобретателя Ж. А. Ле Роя (1894), проектор «паноптиком» американского изобретателя У. Латама (1895), «плеограф» польского изобретателя К. Прушинского (1894) и др. А уже в 1895—1896 годах были изобретены аппараты, сочетающие в себе все основные элементы кинематографа: во Франции — «синематограф» братьев Л.Люмьер и О. Люмьер (1895) и «хронофотограф» Ж. Демени (1895); в Германии — «биоскоп» М. Складановского (1895) и кинопроектор О. Местера (1896); в Англии — «аниматограф» Р. У. Пола (1896); в России — «хронофотограф» А. Самарского (1896) и «стробограф» И. Акимова (1896), в США — «витаскоп» Т. Армата (1896).
Начало распространения кинематографа было положено съёмкой и публичной демонстрацией первых короткометражных фильмов. 1 ноября 1895 года в Берлине М. Складановский продемонстрировал свой «биоскоп», а 28 декабря 1895 года в Париже братьями Люмьер был продемонстрирован их «синематограф». В течение 1896—1897 годов публичные демонстрации короткометражных фильмов были произведены во всех мировых столицах. В России первый показ был организован 4 мая 1896 года в Санкт-Петербурге (в саду «Аквариум»), затем в Москве и на Всероссийской ярмарке в Нижнем Новгороде. Тогда же были сняты первые русские любительские киносъемки (В. Сашин, А. Федецкий, С. Макаров и др.).
Первая киносъёмка в Российской империи была сделана фотохудожником А.Федецким в Харькове (1,5 минуты, «Перенесение иконы Озерянской Божьей матери»). Первым российским документальным фильмом стал «Вид харьковского вокзала в момент отхода поезда с находящимся на платформе начальством» (1896).
И вдруг что-то щёлкает, всё исчезает, и на экране является поезд железной дороги. Он мчится стрелой прямо на вас — берегитесь! Кажется, что вот-вот он ринется во тьму, в которой вы сидите, и превратит вас в рваный мешок кожи, полный измятого мяса и раздробленных костей, и разрушит, превратит в обломки и в пыль этот зал и это здание, где так много вина, женщин, музыки и порока.
— Максим Горький[1]
Эпоха немого кино[править | править исходный текст]
Основная статья: Немое кино
Чарли Чаплин
Первые короткометражные фильмы (15-20 метров, примерно 1,5 минуты демонстрации) были по большей части документальные, однако уже в комедийной инсценировке братьев Люмьер «Политый поливальщик» отражаются тенденции зарождения игрового кино.
Небольшая длина первых фильмов была обусловлена техническим несовершенством киноаппаратуры, тем не менее, уже к 1900-м годам длина кинокартин увеличилась до 200—300 метров (15-20 минут демонстрации). Совершенствование съёмочной и проекционной техники способствовало дальнейшему увеличению длины фильмов, качественному и количественному увеличению художественных приёмов съёмки, актёрской игры и режиссуры. А широкое распространение кинематографа и популярность кинематографа обеспечили его экономическую выгодность, что, однако, не могло не сказаться на художественной ценности снимаемых кинокартин. В этот период с усложнением и удлинением сюжета фильмов начинают формироваться жанры кинематографа, оформляется их художественное своеобразие, создается специфический для каждого жанра набор изобразительных приёмов.
Наивысшего своего расцвета «немое» кино достигает к 20-м годам XX века, когда оно уже вполне оформляется как самостоятельный род искусства, обладающий своими собственными художественными средствами.
Появление звука[править | править исходный текст]
Ещё до начала XX века Томас Эдисон пытался синхронизировать «кинетоскоп» c фонографом, но потерпел неудачу. Однако впоследствии Уильям Диксон, соавтор Эдисона, утверждал, что ему уже в 1889 году удалось создать кинетофонограф — прибор, воспроизводивший звук и изображение одновременно. Однако не существует никаких доказательств, подтверждающих его слова.
В ранний период кинематографа звуковое кино пытались создать во множестве стран, но столкнулись с двумя основными проблемами: трудность в синхронизации изображения и звука и недостаточная громкость последнего. Первая проблема была решена путём записи и звука, и изображения на одном и том же носителе, но для решения второй проблемы требовалось изобретение усилителя низкой частоты, что произошло лишь в 1912 году, когда киноязык развился настолько, что отсутствие звука уже не воспринималось как серьёзный недостаток.
В результате патент на ту систему звукового кинематографа, которая впоследствии совершила звуковую революцию, был получен в 1919 году, но кинокомпании не обратили никакого внимания на возможность кино заговорить, желая избежать удорожания стоимости производства и проката кинофильмов и потери иноязычных рынков. Тем не менее 17 сентября 1922 года в Берлине впервые в мире был показан звуковой фильм.[2]
В 1925 году компания Warner Brothers, находившаяся в тот момент на грани банкротства, вложилась в рискованный звуковой проект. Уже в 1926 году Warner Brothers выпустила несколько звуковых фильмов, состоящих в основном из музыкальных номеров, но особого успеха у зрителей они не имели. Успех пришёл только с фильмом «Певец джаза», в котором кроме музыкальных номеров Эла Джолсона присутствовали и его короткие реплики. 6 октября 1927 года — день премьеры «Певца Джаза» — принято считать днём рождения звукового кино.
Появление цвета[править | править исходный текст]
Файл:Annabelle Serpentine.ogg
Кадры из фильма Annabelle Serpentine Dance (1894—1896)
Основная статья: Цветной кинематограф
Первым сохранившимся цветным фильмом стал короткометражный фильм «Танец Лои Фуллер» (англ. Annabelle Serpentine Dance). Он был снят в чёрно-белом варианте в 1894 году, а в 1895 или в 1896 году был раскрашен вручную (кисточкой раскрашивался каждый кадрик). Первый коммерчески успешный цветной фильм «Путешествие на Луну», созданный Жоржем Мельесом в 1902 году, также был раскрашен вручную.
В 1899 году фотограф Эдвард Рэймонд Тернер запатентовал процесс съёмки цветного кино. По технологии Тернера каждый кадр снимался через один из трех специальных фильтров красного, зеленого и синего цветов. В 2012 году сотрудники Национального музея СМИ и технологий в Брадфорде отыскали цветную видеозапись Эдварда Тернера, датированную 1902 годом.[3][4][5] Ранее самой старой считалась цветная плёнка 1909 года, созданная по технологии Kinemacolor.
Британская технология «Кинемаколор» (англ. Kinemacolor), изобретённая в 1906 году, была первой в мире системой цветного кинематографа, имевшая коммерческий успех. Однако, по сравнению с фильмами, раскрашенными вручную, она имела недостаток: все цвета создавались путём смешиванния не трёх, а только двух основных цветов: красно-оранжевого и сине-зелёного[6]. В этой системе в 1908 году был снят «Визит к морю» (англ. A Visit to the Seaside) — первый цветной фильм, показанный в кинотеатрах, в 1910 году — первый цветной игровой фильм «Шахматист» (англ. Checkmated), в 1911 году — первый цветной полнометражный документальный фильм «Торжественный приём в Дели» (англ. With Our King and Queen Through India).
Первыми полнометражными игровыми цветными фильмами, показанными в кинотеатрах, были «The World, the Flesh and the Devil» (1914) и «Little Lord Fauntleroy» (1914), снятые по технологии «Кинемаколор», «The Gulf Between» (1917), изготовленный по технологии «Техниколор» (англ. Technicolor), и «Cupid Angling» (1918), созданный по технологии Douglass Natural Color process.
Кадр из первого голливудского цветного фильма «Жертвы моря» (1922)
Первый голливудский двухцветный фильм, снятый по технологии «бипак» вышел в 1922 году, он не впечатлил зрителей. Однако последовавшие за ним цветные голливудские фильмы, такие как «Странник пустоты» (1924), получили огромный кассовый успех.
Вслед за бешеной популярностью цветных фильмов в Европе, а затем и в США, наступил период охлаждения интереса к цветным фильмам. Цветные фильмы были более дорогими. Изображение на них было менее чётким. Сочетаниями двух цветов нельзя было изобразить все цвета в природе (требовалось три цвета). Существовали и трёхцветные системы, но в них изображение было ещё хуже, так как в них использовались три объектива, и параллакс между ними приводил к образованию цветной каймы у предметов. Режиссёры «серьёзных» фильмов избегали цветного кинематографа, и все шедевры того времени были чёрно-белыми. Публика воспринимала цветные фильмы как аттракцион. Положение было исправлено после изобретения трёхцветного однокамерного варианта технологии «Техниколор». Впервые эту технику применил Уолт Дисней в мультфильме «Цветы и деревья» в 1932 году. Первый «полноценно цветной» игровой короткометражный фильм системы «Technicolor» под названием «La Cucaracha» вышел в 1934 году.
Первый же полнометражный цветной фильм «Бекки Шарп» американского режиссёра армянского происхождения Рубена Мамуляна вышел в 1935, этот год и принято считать годом появления цветного кино.
|
|
|
|
|
|
Гоголь
|
16.11.2013 в 20:56
|
|
Написал(а): Вий
|
положительный
|
представляют уникальную литературно-музыкальную симфонию «Отражение в воде»: А.И. Солженицын «Крохотки» — Д.Д. Шостакович «Прелюдии».
10 декабря 2013 г. В Большом зале консерватории будет представлен новый проект — Народного артиста России, Лауреата Госпремии РФ Александра Филиппенко и Государственный академический камерный оркестр России. Проект объединяет литературу и музыку, слово и звук, авторов XX века и исполнителей века XXI.
Первоисточниками стали цикл рассказов А.И. Солженицына «Крохотки» и миниатюры Д.Д. Шостаковича «Прелюдии». Саркастичная квинтэссенция советской действительности сплелась в единую литературно-музыкальную конструкцию. В исполнении Александра Филиппенко образы, созданные великими российскими классиками, и по прошествии нескольких десятилетий остаются актуальными. «Человек-театр, которому не нужны ни режиссеры, ни партнеры, ни художники», так нередко называют Александра Филиппенко. Звезда капустников и КВНов в команде МФТИ, выпускник Щукинского училища, всеми любимый актер театра и кино, режиссер, руководитель собственного театра «Моно-Дуэт-Трио» — он во всем настоящий триумфатор.
Создатель богатейшего спектра образов и характеров, мастер перевоплощений, тонкий знаток литературы и любитель моноработ, среди которых спектакль «Мертвые души» (последние главы) или спектакль-бенефис «Не может быть» (От Зощенко до Акунина), Александр Филиппенко на этот раз выступит не один. Его партнером по сцене станет живая музыка в исполнении известного коллектива — Государственного академического камерного оркестра России и его художественного руководителя Алексея Уткина.
Алексей Уткин хорошо известен ценителям музыки. Прекрасное владение инструментом, совершенное знание его секретов и диапазона звучания характеризуют творчество этого выдающегося музыканта, блистающего как на концертах «Виртуозов Москвы», так и на сольных выступлениях. Солистом «Виртуозов» Уткин стал с самого основания оркестра. И по сей день он является одним из его бессменных участников. Сегодня Алексей Уткин не только лауреат международных конкурсов, он сам часто возглавляет престижные жюри, много преподает, как за рубежом, так и ведет класс гобоя в Московской консерватории. Основа репертуара А.Уткина — это музыка, написанная для гобоя, а также сделанные для этого инструмента специальные переложения. Исполняет музыку Д. Шостаковича, Р. Штрауса, Моцарта, Вивальди, И.С. Баха, Пендерецкого.
В 2010 году Алексей Уткин получил предложение возглавить Государственный академический камерный оркестр России Московской филармонии и стал его художественным руководителем.
|
|
|
|
|
|
В Одессе повязали трех мошенников – сотрудников концертного агентства
|
16.11.2013 в 20:21
|
|
Написал(а): Игорь Туголуков
|
отрицательный
|
Сотрудники милиции задержали 3 сотрудников концертного агентства «Премьера» по подозрению в распространении мошенническим путем билетов на спектакли, балеты и концентры в Одесской области.
Как сообщил источник в правоохранительных органах, против задержанных возбуждено уголовное дело по статье 190 (мошенничество) Уголовного кодекса.
Источник отметил, что среди задержанных – организатор торговли билетами, при этом, не уточнив, является ли этот человек организатором представительства или же руководителем всей компании.
Другие подробности пока неизвестны. Ранее на телеканале ТВі вышел сюжет о деятельности театрального агентства «Премьера».
Согласно журналистскому расследованию, сотрудники компании, представляясь работниками различных государственных органов, продавали предпринимателям билеты на концерты и спектакли под предлогом возможности встретится на этих мероприятиях с чиновниками и государственными деятелями.
В итоге, на этих концертах чиновники не присутствовали.
|
|
|
|
|
|
А я в восторге!!!!
|
16.11.2013 в 00:33
|
|
Написал(а): Elka
|
положительный
|
|
А мне понравилось!!!! Я работала в премьере около двух лет, пока не забеременела и не вышла замуж, и могу сказать что такого позитива, я не получала больше ни где. Да мы ходили и продавали людям билеты, но поверьте люди нас знали и ждали и спектакли были всегда интересными, одни люди-мыши чего стоят, и цена на билеты приемлемая всегда была. Да работа не дает социальной защиты, но она для молодых, перспективных и желающих пожить в свое удовольствие. И я жила. Весело, ярко. А с какими людьми знакомилась....... И архитекторы, и директора, и актеры с кем то даже сейчас связь поддерживаем. И коллектив очень хороший был, все друг друга поддерживали и в горе и в радости. Сейчас все по другому, спокойная работа, муж, два сына, да и Воронеж это не Москва. Но я хочу сказать огромное спасибо всем кто предоставил возможность узнать эту бурную, совершенно другую жизнь. 9 лет прошло а я все помню и рада, что у меня был этот чудесный опыт. P. S. Если Вам не нравится, не работайте, но обливать грязью то, о чем вы ни чего не знаете - не стоит. Эта работа для людей с буйным и творческим нравом
|
|
|
|
|
|
Шарашкина контора
|
15.11.2013 в 13:36
|
|
Написал(а): Василий
|
нейтральный
|
|
Яркий пример мест,известных в России как "Шарашкина контора".Офис в котором без перерыва орет музыка,на фоне которой сотрудники,как закляненные,повторяют одни и те же фразы.Фразы касаются продажи билетов на какие-то спектакли,которые как выясняются никому нафиг не нужны.Продажей это назвать трудно,скорее обычное впаривание.Отмечу 2 любопытных момента.1)В их конторе существует некая формула из которой следует,что билет купит 1 из 10.Чушь полная.Я позвонил до обеда примерно в 100 мест,естественно,никто ничего не купил.Я бы тоже,кстати,если бы мне звонили какие-то левые фраера,не стал бы ничего брать.2)Особый ритуал приветствия,заключающийся не в пожатии руки,а в прикосновении одной пятерни к другой.Вообщем,когда одна из сотрудниц мне протянула свою пятерню под нос,я не сообразил,что надо делать.Ну она,не долго,думая сучнула на меня,что я мол,ни как все здороваюсь...Все мне тогда окончательно ясно стало с этой конторой.
|
|
|
|
|
|
Была на собеседовании
|
07.11.2013 в 17:22
|
|
Написал(а): Алена
|
нейтральный
|
Была на собеседовании. Директор Елена - базарная торговка. С подчиненными исключительно на повышенных тонах, не стесняясь выражений. Музыкальную школу в детстве она явно не закончила. Да и в нормальном театре давненько не бывала. В общем,к искусству эта компания имеет явно очень отдаленное отношение. Конечно, продажи есть продажи. Но такого хамства я не видела ни в одной преуспевающей фирме, специализирующейся на продажах чего бы то ни было. Сами ребята вроде бы адекватные, даже грамотные есть. Но директриса испортила все впечатление.
К тому же от метро добираться минут 25!!!
|
|
|
|
|
|
всё классно
|
06.11.2013 в 09:03
|
|
Написал(а): Чинно
|
положительный
|
Работаю в компании полтора года, зарплата выплачивается стабильно. Зарабатываю 50 т.р. с копейками, есть перспектива зарабатывать 75000. В компании есть перспектива и развитие, помогают с жильём, познакомился с большим количеством артистов и продюсеров. Вообще работа в шоу-бизнесе интересная. Абсолютно адекватное руководство, недавно всем офисом ходили на спектакль, впечатления прямо скажем уххх!!!
Получаешь колоссальное удовольствие от своей собственной работы, когда видишь сияющие, довольные и благодарные глаза людей, которых я пригласил в театр!
|
|
|
|
|
|
...
|
25.10.2013 в 11:19
|
|
Написал(а): Алла Проскурикова
|
нейтральный
|
|
Компания действительно тупо разводит людей........................................................................ничего хорошего вас там не ждет.
|
|
|
|
|
|
рано или поздно мы все показываем, что мы есть)
|
24.10.2013 в 15:17
|
|
Написал(а): Ольга
|
нейтральный
|
|
ну вот и Вы Александр Сергеевич показало свои истинное "я"..
|
|
|
|
|
|
Рабу ,никогда не быть хозяином
|
23.10.2013 в 10:38
|
|
Написал(а): Александр Сергеевич
|
отрицательный
|
|
Обиженные были всегда.... им всегда что-то не нравилось. Только отвечали всегда одним местом. Так заложено жизнью............................... Поэтому,можно жаловаться рабам ,но им никогда не быть хозяином. Черти!!!! Привет!!!!!!
|
|
|
|
|
|
Пора уже налоговым органам обратить внимание на «Premiera biz»
|
20.10.2013 в 20:26
|
|
Написал(а): Игорь
|
отрицательный
|
|
Пора уже налоговым органам обратить внимание на «Premiera biz» Налоги не платят не операторы, ни управляющие (которые живут припеваючи. за год квартиры в Москве купили). Вы еще не поняли, что всех имеют (если отработали 1 день, сделали 200 звонков, на них отреагировали 20 театралов, из них 2 точно когда-нибудь купят билет, только % пойдут часть лидеру, часть управляющему, потому что вы уже ушли). Телефонная база, звонить всем подряд, выдумать из головы или дадут какой-нибудь номер, только меняй последнюю цифру. А кто из сотрудников задумывается о вреде мобильников… вот тут стажеры стараются… узнать имя абонента данного телефона. Им операторы каждый день нужны….готовы..
|
|
|
|
|
|
мошенники
|
20.10.2013 в 13:10
|
|
Написал(а): Денис
|
отрицательный
|
Работал курьером по адресу Наб.р.Фонтанки 1 день, обещали 300 руб. за доставку, оказалось надо работать несколько дней бесплатно, типо стажер.
Данная фирма мошенники. Каждый день они набирают людей работать бесплатно.
|
|
|
|
|
|
Страницы:
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
|
|
|
|
|
|
|
|
, являются обязательными для заполнения.