Текст книги "Естествознание и основы экологии"

§ 8. Наша Галактика

Практически все объекты, видимые невооруженным глазом в Северном полушарии звездного неба, составляют единую систему небесных тел (главным образом звезд) – нашу Галактику (рис. 7).

Характерной ее деталью для земного наблюдателя является Млечный Путь, в котором уже первые наблюдения с помощью телескопа позволили различить множество слабых звезд. Как вы можете сами убедиться в любую ясную безлунную ночь, он простирается через все небо светлой белесоватой полосой клочковатой формы. Вероятно, кому-то он напомнил след от пролитого молока, а потому, наверное, не случайно термин «галактика» происходит от греческого слова galaxis, которое означает «молочный, млечный».

Не входит в состав Галактики лишь слабозаметное туманное пятно, видимое в направлении созвездия Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи, – туманность Андромеды. Она представляет собой другую, подобную нашей, звездную систему, удаленную от нас на расстояние 2,3 млн световых лет.

Только когда в 1923 г. в этой туманности удалось различить несколько наиболее ярких звезд, ученые окончательно убедились, что это не просто туманность, а другая галактика. Это событие можно считать также и «открытием» нашей Галактики. И в дальнейшем успехи в ее исследовании во многом были связаны с изучением других галактик.

Наши знания о размерах, составе и структуре Галактики получены в основном за последние полвека. Диаметр нашей Галактики примерно 100 тыс. световых лет (около 30 тыс. парсек). Число звезд – около 150 млрд, и составляют они 98 % ее общей массы. Оставшиеся 2 % – межзвездное вещество в виде газа и пыли.

Звезды образуют различные по форме и численности объектов скопления – шаровые и рассеянные. В рассеянных скоплениях относительно немного звезд – от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находятся Гиады – треугольник из слабых звезд вблизи яркого Альдебарана. Часть звезд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. Практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути.

Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе сотни тысяч и даже миллионы звезд. Лишь два из них – в созвездиях Стрельца и Геркулеса – можно с трудом увидеть невооруженным глазом. Шаровые скопления распределяются в Галактике по-иному: большая часть расположена вблизи ее центра, а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается.

Различается и «население» скоплений этих двух типов. В состав рассеянных скоплений входят главным образом звезды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности. В шаровых – много красных гигантов и субгигантов.

Эти различия объясняются в настоящее время различием возраста звезд, входящих в состав скоплений разного типа, а следовательно, и возраста самих скоплений. Расчеты показали, что возраст многих рассеянных скоплений примерно 2–3 млрд лет, в то время как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 12–14 млрд лет.

Поскольку распределение в пространстве скоплений отдельных звезд разных типов и других объектов оказалось различным, стали выделять пять подсистем, образующих единую звездную систему – Галактику:

– плоскую молодую;

– плоскую старую;

– промежуточную подсистему «диск»;

– промежуточную сферическую;

– сферическую.

Рис. 7. Строение Галактики

Их расположение представлено на схеме, показывающей структуру Галактики в плоскости, перпендикулярной плоскости Млечного Пути (см. рис. 7). На рисунке указано также положение Солнца и центральной части Галактики – ее ядра, которое находится в направлении созвездия Стрельца.

Измеряя взаимное расположение звезд на небе, астрономы еще в начале XVIII в. заметили, что координаты некоторых ярких звезд (Альдебарана, Арктура и Сириуса) изменились по сравнению с теми, которые были получены в древности. Впоследствии стало очевидным, что скорости движения в пространстве у различных звезд отличаются довольно значительно. Самая «быстрая» из них, получившая название «летящая звезда Барнарда», за год перемещается по небу на 10,8 '. Это означает, что 0,5° (угловой диаметр Солнца и Луны) она проходит менее чем за 200 лет. В настоящее время эта звезда (ее звездная величина 9,7) находится в созвездии Змееносца. Большинство из 300 000 звезд, собственное движение которых измерено, меняют свое положение значительно медленнее – смещение составляет всего лишь сотые и тысячные доли угловой секунды за год. В целом же все звезды движутся вокруг центра Галактики. Солнце совершает один оборот примерно за 220 млн лет.

Существенные сведения о распределении межзвездного вещества в Галактике удалось получить благодаря развитию радиоастрономии. Во-первых, выяснилось, что межзвездный газ, основную массу которого составляет водород, образует вокруг центра Галактики ветви, имеющие спиральную форму. Такая же структура прослеживается и по некоторым типам звезд.

Поэтому наша Галактика относится к наиболее распространенному классу спиральных галактик.

Надо отметить, что межзвездное вещество существенно осложняет изучение Галактики оптическими методами. Оно распределено в объеме пространства, занятом звездами весьма неравномерно. Основная масса газа и пыли располагается вблизи плоскости Млечного Пути, где образует огромные (диаметром сотни световых лет) облака, называемые туманностями. В пространстве между облаками тоже есть вещество, хотя и в очень разреженном состоянии. Форма Млечного Пути, видимые в нем темные промежутки (самый большой из них вызывает его раздвоение, которое протянулось от созвездия Орла до созвездия Скорпиона) объясняются тем, что межзвездная пыль мешает нам видеть свет расположенных за этими облаками звезд. Именно такие облака не дают нам возможности увидеть ядро Галактики, которое можно изучать, только принимая идущие от него инфракрасное излучение и радиоволны.

В тех редких случаях, когда поблизости от газопылевого облака располагается горячая звезда, эта туманность становится светлой. Мы видим ее потому, что пыль отражает свет яркой звезды.

В Галактике наблюдаются различные типы туманностей, образование которых самым тесным образом связано с эволюцией звезд. К их числу относятся планетарные туманности, которые были названы так, поскольку в слабые телескопы они выглядят как диски далеких планет – Урана и Нептуна. Это внешние слои звезд, отделившиеся от них при сжатии ядра и превращении звезды в белого карлика. Эти оболочки расширяются и в течение нескольких десятков тысяч лет рассеиваются в космическом пространстве.

Другие туманности являются остатками вспышек сверхновых звезд. Самая известная из них – Крабовидная туманность в созвездии Тельца – результат вспышки сверхновой звезды, столь яркой, что в 1054 г. ее видели даже днем в течение 23 сут. Внутри этой туманности наблюдают пульсар, у которого с периодом его вращения, равным 0,033 с, меняется яркость в оптическом, рентгеновском и радиодиапазонах. Подобных объектов известно уже более 500.

Именно в звездах в процессе термоядерных реакций происходит образование многих химических элементов, а во время вспышек сверхновых образуются даже ядра тяжелее железа. Потерянный звездами газ с повышенным содержанием тяжелых химических элементов меняет состав межзвездного вещества, из которого впоследствии образуются звезды. Поэтому химический состав звезд «второго поколения», к числу которых принадлежит, вероятно, и наше Солнце, несколько отличается от состава старых звезд, образовавшихся ранее.

§ 9. Строение и эволюция Вселенной

Кроме туманности Андромеды невооруженным глазом можно видеть еще две галактики: Большое и Малое Магеллановы Облака. Они видны только в Южном полушарии, поэтому европейцы узнали о них лишь после кругосветного путешествия Магеллана. Это спутники нашей Галактики, отстоящие от нее на расстоянии около 150 тыс. световых лет. На таком расстоянии звезды, подобные Солнцу, ни в телескоп, ни на фотографиях не видны. Зато в большом количестве наблюдаются горячие звезды большой светимости – сверхгиганты.

Галактики представляют собой гигантские звездные системы, в составе которых насчитывается от нескольких миллионов до нескольких триллионов звезд. Кроме того, в галактиках содержится различное (в зависимости от типа) количество межзвездного вещества (в виде газа, пыли и космических лучей).

В центральной части многих галактик располагается сгущение, которое называют ядром, где идут активные процессы, связанные с выделением энергии и выбросом вещества.

У некоторых галактик в радиодиапазоне наблюдается значительно более мощное излучение, чем в видимой области спектра. Такие объекты получили название радиогалактик. Еще более мощными источниками радиоизлучения являются квазары, которые и в оптическом диапазоне излучают больше, чем галактики. Квазары – это самые удаленные от нас известные во Вселенной объекты. Некоторые из них находятся на огромных расстояниях, превышающих 5 млрд световых лет.

По-видимому, квазары представляют собой чрезвычайно активные ядра галактик. Находящиеся вокруг ядра звезды неразличимы, поскольку квазары очень далеки, а их большая яркость не позволяет обнаружить слабый свет звезд.

Исследования галактик показали, что в их спектрах линии обычно бывают смещены в сторону его красного конца, т. е. в сторону более длинных волн. Это означает, что практически все галактики (за исключением нескольких самых близких) удаляются от нас.

Однако существование этого закона вовсе не означает, что галактики разбегаются от нас, от нашей Галактики как от центра. Такая же картина разбегания будет наблюдаться с любой другой галактики. А это означает, что все наблюдаемые галактики удаляются друг от друга.

Рассмотрим огромный шар (Вселенную), который состоит из отдельных точек (галактик), однородно распределенных внутри него и взаимодействующих согласно закону всемирного тяготения. Если представить себе, что в какой-то начальный момент времени галактики неподвижны относительно друг друга, то в результате взаимного притяжения они уже в следующий момент не останутся неподвижными и начнут сближаться. Следовательно, Вселенная будет сжиматься, и плотность вещества в ней станет возрастать. Если же в этот начальный момент галактики удалялись друг от друга, т. е. Вселенная расширялась, то тяготение будет уменьшать скорости их взаимного удаления. Дальнейшая судьба галактик, удаляющихся от центра шара с определенной скоростью, зависит от соотношения этой скорости со «второй космической» скоростью для шара данного радиуса и массы, который состоит из отдельных галактик.

Если скорости галактик больше второй космической, то они будут неограниченно удаляться – Вселенная будет бесконечно расширяться. Если же они меньше второй космической, то расширение Вселенной должно смениться сжатием.

На основе имеющихся данных в настоящее время невозможно сделать определенные выводы о том, по какому из этих вариантов будет происходить эволюция Вселенной. Однако можно с уверенностью сказать, что в прошлом плотность вещества во Вселенной была значительно больше, чем в настоящее время. Галактики, звезды и планеты не могли существовать как самостоятельные объекты, а вещество, из которого они теперь состоят, было качественно иным и представляло собой однородную, очень горячую и плотную среду. Ее температура превышала 10 млрд градусов, а плотность была больше плотности ядер атомов, которая составляет 10¹⁷ кг/м³. Об этом свидетельствуют не только теория, но и результаты наблюдений. Как следует из теоретических расчетов, наряду с веществом горячую Вселенную на ранних стадиях ее существования заполняли кванты электромагнитного излучения, обладавшие высокой энергией. В процессе расширения Вселенной энергия квантов уменьшалась и в настоящее время должна соответствовать 5–6 K. Это излучение, названное реликтовым, было действительно обнаружено в 1965 г.

Так было получено подтверждение теории горячей Вселенной, начальную стадию существования которой часто называют Большим взрывом. В настоящее время разработана теория, которая описывает процессы, происходившие во Вселенной с первых мгновений ее расширения. Первоначально во Вселенной не могли существовать ни атомы, ни даже сложные атомные ядра. В этих условиях происходили взаимные превращения нейтронов и протонов при их взаимодействии с другими элементарными частицами: электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино. После того как температура во Вселенной снизилась до 1 млрд градусов, энергия квантов и частиц стала недостаточной, чтобы препятствовать образованию простейших ядер атомов дейтерия, трития, гелия-3 и гелия-4. Спустя примерно 3 минуты после начала расширения Вселенной в ней установилось определенное соотношение содержания ядер водорода (примерно 70 %) и ядер гелия (около 30 %). Это соотношение затем сохранялось на протяжении миллиардов лет до тех пор, пока из этого вещества не сформировались галактики и звезды, в недрах которых вследствие термоядерных реакций стали образовываться более сложные атомные ядра. В межзвездной среде сложились условия для образования нейтральных атомов, затем молекул.

Картина эволюции Вселенной, открывшаяся перед нами, поражает воображение и удивляет. Не переставая удивляться, не следует забывать, что все это открыл человек – обитатель маленькой пылинки, затерянной в безграничных просторах Вселенной, – обитатель планеты Земля.

2. ФОРМА И ДВИЖЕНИЕ ЗЕМЛИ. ПЛАН И КАРТА

§ 10. Шарообразность и вращение Земли

Основоположником учения о том, что Земля – это шар, который свободно, без всякой опоры располагается в космическом пространстве, принято считать выдающегося математика и философа Пифагора, жившего в VI в. до н. э.

Греческие мореплаватели заметили, что те звезды, которые видны в южной части горизонта у берегов Африки, не видны у берегов Черного моря. Следовательно, Земля имеет изогнутую поверхность, и положение горизонта в разных ее местах различно. К тому же было замечено, что при приближении к берегу из-за горизонта сначала появляются верхушки высоких предметов (гор, мачт кораблей и т. п.), затем их средние части, и наконец они становятся видны целиком. Другой выдающийся мыслитель – Аристотель (III в. до н. э.) – сформулировал еще одно доказательство: «Так как лунное затмение происходит от земной тени, то и Земля должна иметь вид шара». Он же предположил, что «объем Земли незначителен в сравнении с небом».

Впервые достаточно точно определил размеры Земли греческий ученый Эратосфен (276–194 до н. э.), живший в Египте. Его идея была довольно проста: измерить длину дуги земного меридиана в линейных единицах и определить, какую часть полной окружности эта дуга составляет. Получив эти данные, можно вычислить длину дуги в 1°, а затем длину окружности и величину ее радиуса, т. е. радиуса земного шара (рис. 8).

Рис. 8. Определение радиуса Земли по методу Эратосфена

Для этого Эратосфену нужно было знать полуденную высоту Солнца в один и тот же день в двух пунктах. Измерив высоту Солнца в полдень 22 июня в г. Александрии, где он жил, Эратосфен установил, что Солнце отстоит от зенита примерно на 7° (z). От купцов и погонщиков верблюдов, которые водили караваны вдоль Нила, ему было известно, что в этот день в полдень в г. Сиена (ныне Асуан) Солнце освещает дно самых глубоких колодцев, т. е. находится в зените. Следовательно, длина дуги составляет 7,2°, а расстояние между Сиеной и Александрией – около 5000 греческих стадий (800 км).

Обозначив длину окружности земного шара через х, мы получаем выражение:

Откуда следует, что длина окружности земного шара равняется 250 000 стадий (ок. 50 000 км). Если считать 1 стадий равным 160 м, то результат Эратосфена практически не отличается от современных данных, согласно которым длина окружности Земли составляет 40 000 км.

Для измерения длины 1° дуги меридиана и уточнения формы Земли в конце XVIII в. Французская академия наук снарядила сразу две экспедиции. Одна из них работала в Перу, в экваториальных широтах Южной Америки, а другая – вблизи Северного полярного круга на территории Финляндии и Швеции. Оказалось, что длина 1° дуги меридиана на севере больше, чем вблизи экватора. Последующие измерения, проведенные в различных пунктах земного шара, подтвердили, что длина 1° дуги меридиана увеличивается с возрастанием географической широты, т. е. Земля сплюснута у полюсов. Ее экваториальный радиус составляет 6378 км, а полярный на 21 км короче. На школьном глобусе масштаба 1: 50 000 000 эти радиусы отличаются всего на 0,4 мм.

Наиболее точно форму нашей планеты передает фигура, называемая эллипсоидом, у которого любое сечение плоскостью, проходящей через центр Земли, является не окружностью, а эллипсом.

В настоящее время форму Земли принято характеризовать следующими величинами:

Эратосфен не только определил размеры Земли, но и ввел в практику использование терминов «широта» и «долгота».

Сетку параллелей и меридианов, по которой отсчитывают широту и долготу, предложил наносить на рисунках, изображающих Землю, римский географ Марин Тирский в конце I – начале II в. н. э.

Доказательства вращения Земли. Польский астроном Коперник привел ряд убедительных доводов в пользу предположения, что Земля вращается вокруг своей оси и вокруг Солнца, но не смог этого доказать. Доказать вращение Земли оказалось весьма непросто. На основе опыта с маятником это было сделано лишь в 1851 г. Французский физик Леон Фуко использовал свойство маятника сохранять неизменным направление качания независимо от вращения того основания, на котором он находится. Маятник длиной 67 м, подвешенный под куполом парижского Пантеона, имел период колебания 16 с, а масса груза составляла 22 кг. При каждом новом качании маятника его острие прочерчивало на песке, слоем которого был специально для этого опыта покрыт пол здания, новый след. Происходило это потому, что даже за несколько секунд Земля успевала повернуться на небольшой угол, а плоскость качания маятника оставалась неизменной.

Это явление можно смоделировать в лабораторных условиях, если небольшой маятник установить на подставке, которую можно плавно поворачивать.

§ 11. Измерение времени

Все науки, в том числе и астрономия, возникли для удовлетворения тех или иных потребностей человечества. Наблюдая за расположением и движением небесных светил, люди научились определять свое местоположение на Земле, вести счет больших и малых промежутков времени. Не случайно все единицы времени – сутки, месяц, год и даже неделя – связаны с астрономическими явлениями.

Именно потому, что многие из наблюдаемых на небе явлений отличались строгой периодичностью, они и были выбраны в качестве единиц для измерения времени. Причем эти единицы стали использовать еще тогда, когда считалось, что небесная сфера со всеми расположенными на ней «неподвижными» звездами совершает за сутки один оборот вокруг Земли, а Солнце, перемещаясь на фоне звезд, за год один раз обходит вокруг нее. Луна же движется вокруг Земли с периодом обращения один месяц.

В XVII в. Николай Коперник предложил гелиоцентрическую систему мира, согласно которой суточное движение светил вызвано вращением Земли вокруг оси, а те изменения, которые происходят на небе в течение года, связаны с обращением нашей планеты вокруг Солнца.

Местное время. Вращаясь вокруг своей оси, Земля поворачивается за 1 ч на 15°. Местное время зависит от географической долготы. Например, в тот момент, когда в Москве полдень, в пунктах, лежащих на 15° к востоку от нее, уже 13 ч, а в тех, которые на те же 15° западнее, еще только 11 ч. В Санкт-Петербурге, который расположен на 8°45 западнее Москвы, полдень наступает на 35 мин позже.

Всемирным временем (UT₀) называют местное время начального (нулевого) меридиана, проходящего через Гринвичскую обсерваторию, которая расположена недалеко от Лондона.

Для того чтобы узнать местное время в данном пункте (Т_м), достаточно знать всемирное время и долготу этого пункта (λ) относительно начального меридиана:

Т_м = UT₀ + λ.

Местное время любого пункта равно всемирному времени в этот момент плюс долгота данного пункта от начального меридиана, выраженная в часовой мере.

Из того что Земля за 1 ч поворачивается на 15°, следует: 1° соответствует 4 мин, а 1 (угловая минута) – 4 с.

Если бы мы пользовались местным временем, то по мере передвижения на запад или восток приходилось бы непрерывно передвигать стрелки часов. Возникающие при этом неудобства столь очевидны, что в настоящее время практически все население земного шара пользуется поясным временем.

Поясная система счета времени была предложена в 1884 г. Согласно этой системе, весь земной шар был разделен по долготе на 24 часовых пояса (по числу часов в сутках), каждый из которых занимает примерно 15°. По сути, счет времени по этой системе ведется только на 24 основных меридианах, отстоящих друг от друга на 15° по долготе. Время на этих меридианах, которые расположены примерно посередине каждого часового пояса, отличается ровно на 1 ч.

Границы часовых поясов не всегда идут строго по меридианам, а проведены так, как это удобно людям. Москва, например, находится на границе третьего часового пояса. Если бы формально следовали принятому правилу деления на часовые пояса, то граница пояса разделила бы город на две неравные части. Поэтому нередко границы часовых поясов проводят по административным границам областей или других регионов так, чтобы на всей их территории действовало одно и то же время.

В нашей стране поясное время было введено с 1 июля 1919 г. В связи с изменениями, происходящими в социально-экономической жизни, границы часовых поясов неоднократно пересматривались и изменялись (рис. 9).

Рис. 9. Часовые пояса

Местное время основного меридиана данного пояса называется поясным временем. Поясное время, которое принято в конкретном пункте, отличается от всемирного на число часов, равных номеру его часового пояса:

Т = UT₀ + n,

где UT₀ – всемирное время, а n – номер часового пояса.

В целях более рационального распределения электроэнергии, идущей на освещение предприятий и жилых помещений, а также наиболее полного использования дневного света в летние месяцы года во многих странах (в том числе и в России) в конце марта стрелки часов переводят на 1 ч вперед. Это время называют летним. Осенью, в конце сентября, стрелки возвращают на 1 ч назад. Дни, когда эти операции осуществляются, ежегодно устанавливаются по распоряжению правительства.

Линия изменения даты. При переезде из одного часового пояса в соседний стрелки часов нужно передвинуть на 1 ч вперед, если мы движемся на восток, или назад, если – на запад. Среди границ часовых поясов выделена линия изменения даты (линия перемены дат), при пересечении которой, наряду с изменением времени на 1 ч, производится и изменение даты. Она в основном проходит по 180-му меридиану, расположенному между Азией и Америкой.

На корабле, пересекающем линию изменения даты с запада на восток, на следующий день повторяется то же число, а при пересечении этой линии в противоположном направлении 1 сут из счета выбрасываются, т. е. после 3 апреля наступит 5-е.

Календарь. Календарь, которым мы пользуемся в настоящее время, создан в результате длительных поисков, на протяжении истории человечества их существовало более 200.

Уже на первом этапе развития цивилизации некоторые народы стали пользоваться лунными календарями. В этих календарях чередовались месяцы продолжительностью 29 и 30 сут. Началом месяца всегда считалось новолуние. Но от одного новолуния до следующего проходит примерно 29 ¹/₂ сут – такова периодичность смены фаз Луны, связанная с ее обращением вокруг Земли. При таком календаре продолжительность года из 12 «лунных» месяцев составляет всего 354 дня.

В солнечном календаре за основу берется продолжительность тропического года, т. е. промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Тропический год составляет 365 сут 5 ч 48 мин 46,1 с. Поскольку число суток в году не может быть дробным, во всех календарях условно приняли, что год содержит 365 сут, а каждый четвертый (високосный) год – на 1 сут больше (5 ч 48 мин 46,1 с х 4 г ~ 24 ч).

В Древнем Египте в V тыс. до н. э. был введен календарь, который был согласован со сменой времен года и состоял из 12 месяцев по 30 дней в каждом и дополнительных 5 дней в конце года. Такой календарь давал ежегодно отставание в ¹/₄ сут, или 1 год за 1460 лет.

Непосредственный предшественник современного календаря был разработан в Древнем Риме по приказу императора Юлия Цезаря и потому получил название юлианского календаря. Год, согласно этому календарю, состоял из 12 месяцев, содержащих 365 или 366 сут. Лишние сутки добавлялись каждые четыре года, такие года получили название високосных.

С учетом високосных лет продолжительность года по юлианскому календарю отличалась от продолжительности тропического года всего на 11 мин 14 с, что давало ошибку в 1 сут за 128 лет или 3 сут примерно за 400 лет. Юлианский календарь был принят в качестве христианского в 325 г. н. э., и ко второй половине XVI в. расхождение достигло уже 10 сут.

Для того чтобы исправить положение дел, папа римский Григорий XIII в 1582 г. ввел так называемый новый стиль – григорианский календарь.

Год по григорианскому календарю оказывается в среднем на полминуты длиннее тропического, так что расхождение за 400 лет составляет всего 2 ч 53 мин, или сутки за 3300 лет.

Решено было, чтобы уменьшить отличие календарного года от тропического, каждые 400 лет выбрасывать из счета 3 сут путем сокращения числа високосных лет. Простыми, не високосными условились считать все годы столетий, за исключением тех, у которых число столетий делится на 4 без остатка. Високосными считались 1600 г. и закончивший XX в. 2000 г. В то же время 1700, 1800 и 1900 гг. были простыми.

В России новый стиль был введен только с 1 февраля 1918 г. К этому времени между ним и старым стилем накопилась разница в 13 дней. Эта разница сохранится до 2100 г., который по старому стилю должен был бы считаться високосным, а по новому – простым. Различие между старым и новым стилем обычно указывается, когда мы имеем дело с событиями, относящимися к прошлому. Так, например, мы говорим, что К. Э. Циолковский родился 5(17) сентября 1857 г.

Нумерация лет как по новому, так и по старому стилю ведется от года Рождества Христова. В России новая эра была введена указом Петра I, согласно которому после 31 декабря 7208 г. «от сотворения мира» наступило 1 января 1700 г.