Как найти расстояние от звезды до солнца

Как найти расстояние от звезды до солнца

Каждый человек, кто когда-либо задавался вопросом о том, как измерить расстояние от звезды до солнца, знает, насколько это сложно. Но, несмотря на сложности, ученые и астрономы продолжают искать эффективные способы измерения расстояния между звездой и Солнцем. В этой статье мы рассмотрим несколько методов измерения расстояния от звезды до Солнца.

Триангуляция

Один из наиболее распространенных методов измерения расстояния от звезды до солнца — это триангуляция. Он основан на принципах геометрии: расстояние до объекта можно найти, если измерить два угла, образованных линией зрения наблюдателя и движением объекта.

Этот метод основан на наблюдении звезд с разных точек Земли. Например, если наблюдатель направляет свой взгляд на звезду первый раз из точки А, а второй раз — из точки Б, расположенной на некотором расстоянии от первой точки, он может измерить углы между своим взглядом и звездами обоих случаях. Далее, зная расстояние между точками А и Б, можно вычислить расстояние до звезды.

Параллакс

Еще один популярный метод измерения расстояния между звездой и Солнцем — метод параллакса. Этот метод основан на измерении изменения положения звезды на фоне звездного неба.

Суть метода в том, что ученые измеряют угол между направлением на звезду и направлением на нее после вращения Земли на ее орбите вокруг Солнца. Это движение создает иллюзию сдвига звезды на фоне неба. Из изменения угла можно рассчитать расстояние до звезды.

Вывод

Не существует универсального метода измерения расстояния между звездой и Солнцем, который бы подходил к любой звезде. Это сложный процесс, который требует точных наблюдений и вычислений. Однако, благодаря тесным сотрудничества ученых во всем мире и развитию технологий космических телескопов, мы далеко продвинулись в понимании и измерении расстояния между звездой и Солнцем.

Как найти расстояние от звезды до солнца

Расстояние между звездой и солнцем является ключевым показателем в астрономии. Оно позволяет лучше понимать космические объекты и их состав, возраст и другие характеристики. Но как можно измерить расстояние от звезды до солнца? В данной статье мы ответим на этот вопрос и рассмотрим методы измерения этого важного показателя.

Метод параллакса

Один из самых распространенных методов измерения расстояния между звездой и солнцем — это метод параллакса. Он основывается на изменении положения звезды на фоне неба в зависимости от положения Земли в ее орбите вокруг солнца.

Другими словами, когда Земля движется вокруг солнца, наблюдатель меняет свою позицию относительно звезды. Звезда, находящаяся достаточно близко, изменит свое положение на небе в зависимости от положения Земли. Это изменение положения называется параллаксом.

Для измерения параллакса необходимо провести наблюдения звезды на разных моментах времени и затем посчитать изменение ее положения. С помощью базовых знаний геометрии и законов тригонометрии можно вычислить расстояние от звезды до солнца.

Другие методы измерения

Другие методы измерения расстояния между звездой и солнцем также используют тригонометрические законы. Они используются для измерения расстояний между звездами на больших расстояниях, где метод параллакса не работает.

• Метод смотрящего — основан на измерении угла между двумя телами на фоне другого объекта и использует те же законы тригонометрии, что и метод параллакса.
• Спектральный метод — основан на измерении спектральных характеристик многочисленных звезд и используется для измерения их относительной яркости и расстояния между ними.

Итог

Измерение расстояния от звезды до солнца — это ключевой показатель в астрономии. Он позволяет лучше понимать космические объекты и изучать их свойства и характеристики. Метод параллакса является наиболее точным и распространенным методом измерения расстояния между звездой и солнцем, однако существуют и другие методы, которые используются для измерения расстояний на больших расстояниях или с помощью других физических принципов.

Ни один метод не является универсальным, и каждый имеет свои особенности и ограничения.

Как найти расстояние от звезды до солнца

Изучение космоса – это захватывающее исследование, которое позволяет нам понять масштабы Вселенной и место нашей планеты в ней. Но как ученые определяют расстояние до других звезд?

Параллакс

Одним из наиболее распространенных методов измерения расстояния до звезды является использование параллакса. В основе этого метода лежит измерение углового смещения звезд на небесной сфере при движении Земли вокруг Солнца.

Для объяснения этого более ясно, можно представить, что вы смотрите на объект, находящийся на расстоянии ближе к вам, чем фон, на котором он находится. Если вы смотрите на этот объект из разных точек, вы будете видеть его в различных положениях относительно фона. Это то, что происходит, когда Земля движется вокруг Солнца, и ученые наблюдают одни и те же звезды из разных точек.

Параллакс – это угловое смещение звезд на небесной сфере при движении Земли вокруг Солнца.

Вычисление параллакса звезды основано на измерении угла, который она занимает относительно других звезд, когда Земля находится в разных точках своей орбиты. Измерение угла позволяет ученым рассчитать растояние до звезды.

Измерение светимости звезды

Другой метод, использующийся для измерения расстояния до звезды, основан на ее светимости. Ученые знают, каким должен быть яркость звезд в зависимости от их расстояния. Используя это знание, они могут определить расстояние до звезды по ее яркости.

Этот метод основан на том, что звезды не равномерно светятся. Некоторые звезды ярче, некоторые тусклее. Эта разница в яркости позволяет ученым определять относительную дистанцию звезды.

Спектральный анализ

Один из более сложных методов измерения расстояния до звезды – это использование спектрального анализа. Различные химические элементы в звездных оболочках излучают свет в уникальных спектрах. Анализ этих спектров может помочь ученым определить расстояние до звезды.

Для этого метода ученые сначала сохраняют спектры звезд и затем сравнивают их с звездами определенной дистанции. Используя эту информацию, они могут определить дистанцию до исследуемой звезды.

Итог

Итак, как мы видим, измерение расстояния до звезд – это сложный процесс, выполняемый учеными с помощью различных методов и инструментов. Однако все они основываются на определении угловых и временных различий, а также на знании светимости звезд и их спектров.

Такие исследования имеют огромное значение для нашего понимания космоса. Они позволяют нам узнать больше о размерах Вселенной, о распределении звезд, а также о месте нашей планеты в этой огромной системе.

• Параллакс – это угловое смещение звезд на небесной сфере при движении Земли вокруг Солнца;
• Измерение светимости звезды основано на ее яркости;
• Спектральный анализ позволяет ученым определить дистанцию до звезды на основе ее спектра;

Расстояния до удаленных небесных объектов, например, звезд, недоступны для прямого измерения. Их вычисляют, опираясь на измеряемые параметры этих объектов, такие как блеск звезды или периодическое изменение ее координат. В настоящее время разработано несколько методов вычисления звездных расстояний, и каждый из них имеет свои границы применимости. Рассмотрим подробнее, как ученые определяют расстояние до звезд.

Использование параллакса

Параллаксом называют смещение наблюдаемого объекта относительно удаленного фона при изменении положения наблюдателя. Зная расстояние между точками наблюдения (базис параллакса) и величину углового смещения объекта, несложно рассчитать расстояние до него. Чем меньше величина смещения, тем дальше находится объект. Межзвездные расстояния огромны, и, чтобы увеличить угол, используют максимально большой базис – для этого измеряют положение звезды в противоположных точках земной орбиты. Этот метод называется звездным годичным параллаксом.

Теперь легко понять, как измеряют расстояние до звезд методом годичного параллакса. Оно вычисляется как одна из сторон треугольника, образованного наблюдателем, Солнцем и удаленной звездой, и равно r = a/sin p, где: r – расстояние до звезды, а – расстояние от Земли до Солнца и p – годичный параллакс звезды. Поскольку параллаксы всех звезд меньше 1 угловой секунды (1’’), синус малого угла можно заменить величиной самого угла в радианной мере: sin p ≈ p’’/206265. Тогда получаем: r = a∙206265/p’’, или, в астрономических единицах, r = 206265/p’’.

Единицы межзвездных расстояний

Понятно, что полученная формула неудобна, как и выражение колоссальных расстояний в километрах или астрономических единицах. Поэтому в качестве общепринятой единицы в звездной астрономии принят парсек («параллакс-секунда»; сокращенно – пк). Это расстояние до звезды, годичный параллакс которой равен 1 секунде. В этом случае формула принимает простой и удобный вид: r = 1/p пк.

Один парсек равен 206265 астрономических единиц или приблизительно 30,8 триллионов километров. В популярной литературе и статьях часто используется такая единица, как световой год – расстояние, которое за год проходят в вакууме электромагнитные волны, не испытывая влияния гравитационных полей. Один световой год равен около 9,5 триллиона километров, или 0,3 парсека. Соответственно, один парсек составляет приблизительно 3,26 светового года.

Точность параллактического метода

Точность измерения параллакса в наземных условиях в настоящее время позволяет определение расстояний до звезд не более 200 парсек. Дальнейшее повышение точности достигается путем наблюдений с использованием космических телескопов.

Так, европейский спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, был запущен в 1989 году) позволил, во-первых, увеличить это расстояние до 1000 пк, а во-вторых, существенно уточнить уже известные звездные расстояния. Европейский же спутник «Гайя», или «Гея» (Gaia, запущен в 2013 году), повысил точность измерений еще в на два порядка. С помощью данных «Гайя» астрономы как определяют расстояние до звезд в радиусе 40 килопарсек, так и надеются открыть новые экзопланеты. Космический телескоп им. Хаббла достигает сопоставимой с «Гайя» точности. Вероятно, она близка к предельной для оптических измерений.

Несмотря на это ограничение, тригонометрический годичный параллакс служит калибровочной основой для других методов определения расстояний до звезд.

Фотометрия. Понятие звездной величины

Фотометрия в астрономии занимается измерением интенсивности испускаемого небесным объектом электромагнитного излучения, в том числе и в оптическом диапазоне. На основе фотометрических параметров различными методами определяют расстояние как до звезд, так и до иных удаленных объектов, например, галактик. Одним из основных понятий, используемых в фотометрических методах, является звездная величина, или блеск (обозначается индексом ^m).

Видимая, или относительная (для оптического диапазона – визуальная) звездная величина измеряется непосредственно по яркости звезды и имеет шкалу, в которой возрастание величины характеризует падение яркости (так сложилось исторически). Например, Солнце имеет видимую звездную величину –26,7^m, Сириус имеет величину –1,46^m, а ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – величину +11,05^m.

Абсолютная звездная величина – вычисляемый параметр. Он соответствует видимой звездной величине звезды, если бы эта звезда находилась на расстоянии 10 пк. Этот параметр связывает блеск объекта с расстоянием до него. У приведенных в качестве примера звезд абсолютная величина составляет: у Солнца +4,8^m, у Сириуса +1,4^m, у Проксимы +15,5^m. Расстояние этих звезд соответственно 0,000005, 2,64 и 1,30 парсека. Они различаются по очень важному астрофизическому параметру – светимости.

Спектры и светимость звезд

Астрономы называют светимостью L полную энергию, излучаемую звездой (либо другим объектом) в единицу времени, то есть мощность звезды. Светимость может быть выражена через абсолютную звездную величину, однако, в отличие от нее, не зависит от расстояния.

По спектру излучения, отражающему в первую очередь температуру (от нее зависит цвет), звезды подразделяются на несколько спектральных классов. Звезды одного спектрального класса характеризуются, как правило, одинаковой светимостью (здесь есть исключения, но они выявляются по особенностям спектра). Зависимость «спектр – светимость» (или «цвет – звездная величина») отображена на так называемой Диаграмме Герцшпрунга – Рассела.

Эта диаграмма дает возможность по спектральным классам звезд оценивать их абсолютные величины. А поскольку абсолютная величина связана несложным соотношением с расстоянием и с видимой, наблюдаемой величиной, далее нам уже ясно, как определяют расстояние до звезд. Формула имеет следующий вид: lg r = 0,2(m – M)+1. Здесь r – расстояние, m – видимая звездная величина и M – абсолютная величина. Точность такого метода невелика, но позволяет сделать оценку расстояния.

Стандартные свечи в астрономии

Существуют звезды, светимость которых характеризуется однозначным соответствием определенному физическому параметру. Благодаря этому астрономы с хорошей точностью по закону обратных квадратов определяют расстояние до звезд как функцию падения блеска. Чем меньше видимая величина такой звезды, тем дальше расположена сама звезда. К подобным объектам относятся, например, цефеиды и сверхновые типа Ia.

Цефеиды – переменные звезды, светимость которых строго связана с периодом пульсаций. Измерив блеск и период такой звезды, легко вычислить расстояние до нее. Цефеиды – очень яркие звезды. Современные телескопы способны разрешать цефеиды в других галактиках и таким образом установить расстояние до галактики.

Сверхновые типа Ia представляют собой взрывы определенного типа звезд в тесных двойных системах. Взрыв происходит при достижении звездой некоторого критического значения массы и всегда имеет одинаковую светимость и характер спада блеска, что также позволяет вычислить расстояние. Яркость сверхновых бывает сопоставима с яркостью целой галактики, поэтому с их помощью астрономы могут оценивать расстояния на очень больших, космологических масштабах – порядка миллиардов парсек.

Дальше всех

О самой близкой к нам звезде – Проксиме Центавра – знают многие. А вот какая из известных ныне звезд расположена дальше всех?

Самая дальняя звезда, принадлежащая к нашей Галактике, обнаружена не так давно. Она находится за пределами спирального диска Млечного Пути, на внешней границе галактического гало, на расстоянии около 122 700 пк, или 400 000 световых лет, в созвездии Весов. Это красный гигант 18-звездной величины. Конечно, известны и более далекие звезды, однако трудно установить точно их принадлежность к нашей Галактике.

Ну, а какая звезда из всех известных во Вселенной наиболее удалена от нас? Она имеет романтическое имя MACS J1149+2223 Lensed Star-1, или просто LS1, и расположена в 9 миллиардах световых лет. Ее обнаружение – это астрономическая удача, поскольку увидеть звезду на таком расстоянии оказалось возможно лишь благодаря событию гравитационного микролинзирования в далекой галактике, в свою очередь линзируемой более близким скоплением галактик. При этом использовался иной метод вычисления расстояния – по космологическому красному смещению. Этим способом определяют расстояния до самых удаленных объектов Вселенной, которые невозможно разрешить на отдельные звезды. И LS1 – один из самых удивительных и красивых примеров того, как определяют расстояния до звезд астрономы.

Меня часто спрашивают – как мы узнаем расстояния до далеких звезд? Вот например есть звезда на расстоянии 100 световых лет, как мы узнали, что расстояние именно такое? В этой статье я расскажу об очень старом методе, определения расстояния до звезд. Этот метод называется метод годичного звездного параллакса.

История

Параллакс (от греческого παραλλάξ – чередование) – это изменение местоположения неподвижного наблюдаемого объекта в зависимости от положения наблюдателя. Впервые использовать параллакс для определения дальности до звезд предложил еще древнегреческий ученый Аристарх Самосский, однако он используя доступные ему способы наблюдения не смог обнаружить видимого параллакса ни у одной из наблюдаемых звезд. Отсутствие параллакса он вполне справедливо объяснил тем, что звезды находятся очень далеко для того, чтобы их параллакс можно было обнаружить.

Сама идея о том, что параллакс можно использовать для этой цели явилась следствием идеи о том, что Земля вращается вокруг Солнца. К сожалению вскоре Европа погрузилась в темные века и почти две тысячи лет господствовала геоцентрическая система мира. Отсутствие параллакса считалось одним из доказательств того, что Земля НЕ вращается вокруг Солнца.

В 17-м веке некоторые астрономы заявляли о том, что им удалось засечь параллакс некоторых звезд, однако скорее всего это объясняется ошибками и неточностями измерений. Техника, которая была в их распоряжении была слишком неточна для того, чтобы с ее помощью можно было определить параллакс.

Первым точно определить параллакс звезд удалось русскому астроному Василию Яковлевичу Струве в 1837-м году. Вскоре его успех повторили немецкий астроном Фридрих Бессель и англичанин Томас Хендерсон. Однако на тот момент измерения были все еще очень не точны – разница в измерении параллакса одной и той же звезды могли отличаться на 20-30 процентов! С появлением фотографии наметился большой прогресс – до появления фотографии астрономы зарисовывали то, что видели в телескоп, это вело к ошибкам и неточностям. Сейчас для таких измерений используется метод сверхдальней радиоинтерферометрии что обеспечивает очень точные измерения.

Использование параллакса для определения расстояния до звезд

Зная расстояние между точками наблюдения и угол параллакса довольно легко определить расстояние до объекта.

С помощью геометрии школьного уровня это расстояние вычисляется как расстояние между точками наблюдения (L) деленное на удвоенный синус половины угла параллакса (α).

В качестве точек измерения параллакса обычно избираются противоположные точки орбиты Земли.

Как мы видим, позиции Земли по разные стороны от Солнца и исследуемая звезда образуют различные треугольники. Медиана этого треугольника (т.е. линия соединяющая исследуемую звезду и Солнце) и есть искомым расстоянием.

В общем случае вычисление расстояния r до звезды сводится к решению прямоугольного треугольника в котором расстояние от земли до солнца является катетом, а расстояние от Солнца до звезды либо вторым катетом (в случае если звезда расположена вблизи полюса эклиптики – рисунок справа) или гипотенузой (в случае если звезда близка к плоскости эклиптики – рисунок слева)

Благодаря методу параллакса появилась такая внесистемная единица измерения астрономических расстояний как парсек (сокращенно – паралкс-секунда). Парсек – это расстояние до звезды параллакс которой равен 1 угловой секунде, парсек примерно равен 3.26 световых лет.

P.S. Вообще существуют и другие методы измерения расстояний до звезд и галактик в частности с использованием спектрального анализа (так называемый спектральный параллакс), с использованием последовательностей Талли-Фишера и Фабер-Джексона и другие, но в этой статье я специально остановился на самом базовом и простом для понимания методе.

Подписывайтесь на мой канал здесь, а также на мой канал в телеграме. Там вы можете почитать большое количество интересных материалов, а также задать свой вопрос.

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звёздах даёт такое определение:

звезда — это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

планета — небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в её недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис. 5.12). Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до неё: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд.

После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звёзд, выяснилось, что звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т. е. по блеску). Стало очевидно, что звёзды имеют различную светимость. Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звёзд.

Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.

Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга—Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звёзд, а по вертикальной — их светимости (абсолютные звёздные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звёзд на диаграмме — они не заполняют всё её поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звёзд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюдается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звёзды принадлежат двум последовательностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики.

Смотря на мерцающее ночное небо, нам кажется, что расстояние до звёзд не такое уж большое. А сами они малюсенькие точки во Вселенной. Однако это лишь видимость.

По правде говоря, маленькими светила не назовёшь, а дистанция между нами, как громадная пропасть. Кроме того, расстояние между самими звездами также неимоверно огромное. Разумеется, для нашего понимания, но не для космического пространства.

В древние времена люди считали, что все небесные тела одинаково удалены друг от друга. Но благодаря изучению космоса, со временем, взгляды изменились.

В чём измеряется расстояние между звездами

Действительно, интересно какими единицами астрономы измеряют расстояние до звезд?
На самом деле, расстояние до звезд, как и до любых других космических тел, измеряется не в привычных нам километрах, а в световых годах или парсеках.

Световой год подразумевает пройденное световым лучом расстояние за один год, при условии, что его скорость равна 300 тысяч км в секунду. Только представьте, один световой год соответствует 9,5 миллионам миллионов километров.

Применение метров и километров при определении дистанций между звездами и расстоянии от Земли до них, очень-очень сложно и проблематично.

Хотя часто степень удалённости астрономических объектов настолько велик, что использование световых лет также неудобно. Поэтому для сокращения используют такую единицу измерения как парсек. Он равняется 3,26 светового года.

Помимо этого, за единицу измерения могут использовать мегапарсек, который в один миллион раз больше обычного (то есть составляет 3 260 000 световых лет).

Методы и способы определения расстояния до звезд

Всегда и во всём человек ищет свойства, характеристики и отличительные черты. На сегодняшний день, мы способны рассчитать любой отрезок, применяя практические и теоретические приёмы.

А вот как определяют расстояние до звезд? Для этого чаще всего используют метод параллакса.

Параллакс — это изменение видимого положения объекта в отношении удалённого фона, которое напрямую зависит от положения наблюдателя.

В случае определения расстояния до звезд, наблюдение проводят с двух сторон от Солнца на протяжении 6 месяцев друг от друга. В результате полученное смещение светила даёт возможность оценивать дистанцию до него.

Если бы звёздное тело было бы удалено от нашей планеты на 3,26 световых года или на 1 парсек, то его параллакс составлял бы 1 секунду дуги. Но, наверное, к счастью, нет ни одного настолько близко расположенного звёздного тела к нам.

Другие способы определения расстояния до звёзд

Конечно, существуют и другие подходы. Так, например, определить расстояние до звезд можно с помощью фотометрического метода. При нём измеряют освещённость, которая возникает одинаковыми по силе и мощности источниками. Именно полученное значение освещённости обратно пропорциональна квадратам до удалённости тел друг от друга.

Определение расстояний до звезд возможно методом анализа спектра объектов. Для этого проводится исследование химического состава и физических характеристик, а также изучение спектров тела.

Итак, мы узнали в каких единицах измеряется и как определяют расстояние до звёзд.

Как известно, Солнце является самой близкой к нам звездой. Поэтому часто путь к нему указывают в км (149,6 млн км), что в переводе на световые года равно 8,3 световой минуте.

Расстояние между звездами и планетами нашей Солнечной системы имеет внушительные показатели. Например, степень удалённости планеты Плутон от Земли равна приблизительно 5 световым часам, а следующее близлежащее к нам светило (Проксима Центавра) располагается на расстоянии 4,2 световых года.

Представляете, сколько уже известно и доступно для нас, а сколько ещё предстоит узнать про нашу Вселенную!