Projekt okładki i stron tytułowych Lidia Michalak

Ilustracja na okładce 123RF: loft39studio/helenfield/ninchikvector/gow27

Wydawca Katarzyna Włodarczyk-Gil

Redakcja Jonasz Przybył

Korekta Anna Bogdanienko

Koordynator ds. redakcji Renata Ziółkowska

Koordynator produkcji Adam Krajewski

Pomysłodawca serii Zasław Adamaszek

Źródła zdjęć (jeśli nie oznaczono inaczej) Zasław Adamaszek

Książka, którą nabyłeś, jest dziełem twórcy i wydawcy. Prosimy, abyś przestrzegał praw, jakie im przysługują. Jej zawartość możesz udostępnić nieodpłatnie osobom bliskim lub osobiście znanym. Ale nie publikuj jej w internecie. Jeśli cytujesz jej fragmenty, nie zmieniaj ich treści i koniecznie zaznacz, czyje to dzieło. A kopiując jej część, rób to jedynie na użytek osobisty.

Szanujmy cudzą własność i prawo

Więcej na www.legalnakultura.pl

Polska Izba Książki

Copyright © by Wydawnictwo Naukowe PWN SA

Warszawa 2024

ISBN: 978-83-01-23957-2

DOI: https://doi.org/10.53271/2024.136

eBook został przygotowany na podstawie wydania papierowego z 2024 r. (Wydanie I)

Warszawa 2024

Wydawnictwo Naukowe PWN SA

02-460 Warszawa, ul. Gottlieba Daimlera 2

tel. 22 69 54 321, faks 22 69 54 288

infolinia 801 33 33 88

e-mail: pwn@pwn.com.pl; reklama@pwn.pl

www.pwn.pl

Skład wersji elektronicznej na zlecenie Wydawnictwo Naukowe PWN S.A.:
Michał Latusek

WSTĘP

Cóż może być prostszego, niż uniesienie głowy w pogodną, bezchmurną i bezksiężycową noc, by spojrzeć na gwiazdy. Z pozoru zwyczajna czynność, ale wystarczy kilka chwil, aby dostrzec coś więcej − centrum i całe galaktyczne ramię Drogi Mlecznej. To pierwszy krok do odkrywania tajemnic Wszechświata. Astronomia nie wymaga wiele, na początek można zacząć od rozpoznawania gwiazdozbiorów Wielkiej i Małej Niedźwiedzicy, znanych każdemu, kto choć raz spojrzał w niebo. A jeśli akurat jest środek lata, można mieć szczęście i zobaczyć jasne smugi przelatujących przez nocne niebo obiektów − to Perseidy, rój meteorów, który co roku na przełomie lipca i sierpnia przecina orbitę Ziemi.

Może przez mocną lornetkę czasem obserwujesz Księżyc lub Jowisza i jego największe księżyce? Tego typu obserwacje ludzie prowadzili już tysiące lat temu, korzystając jedynie z własnego wzroku. Co ciekawe, bez instrumentów optycznych potrafili wywnioskować całkiem sporo o mechanice nieba. Dopiero kiedy opanowaliśmy sztukę szlifowania soczewek i zwierciadeł, gdy wynaleźliśmy teleskopy i nauczyliśmy się odbierać fale radiowe, przed ludzkością otworzył się ogrom Wszechświata.

Współczesna astronomia obserwacyjna i astrofizyka to zaawansowane dziedziny nauki, korzystające z potężnych instrumentów badawczych, ale mimo tego wysublimowania nadal proste obserwacje nocnego nieba potrafią nas zachwycić. Spróbuj i Ty. Na początek wystarczy lornetka, atlas gwiazd albo obrotowa mapa nieba. Nie musisz inwestować w drogie gadżety. Otaczaj się ciekawymi książkami, które rozbudzą twoją wyobraźnię i wychodź na spacery pod gwiaździstym niebem. Pasja, wiedza i zrozumienie przyjdą z czasem, jeśli tylko dasz sobie szansę.

NASZE NAJBLIŻSZE SĄSIEDZTWO

Żyjemy na powierzchni planety, której – w kosmicznej skali rozmiarów, położenia czy odległości – nie wyróżnia nic szczególnego. Została uformowana razem z pozostałymi obiektami Układu Słonecznego około 4,6 mld lat temu z zagęszczenia obłoku molekularnego i przechodziła szereg przemian ewolucyjnych, zanim stała się naszym „kosmicznym siedliskiem”. Najpierw istniała jako rozrzedzony obłok materii złożony głównie z wodoru i helu oraz znikomej (w kosmicznej skali) ilości cięższych pierwiastków będących pozostałościami po wybuchach poprzednich pokoleń gwiazd, by później ulec zaburzeniu. W jaki sposób? Być może proces ten zainicjował wybuch pobliskiej supernowej.

Dość zaznaczyć, że owo zaburzenie zainicjowało proces grawitacyjnego zapadania się obłoku. Większość jego materii, wirując, stopniowo gromadziła się w centrum. Ta część, która nie uległa koncentracji, uformowała spłaszczony dysk akrecyjny wokół środka skupienia masy. Stopniowe zapadanie grawitacyjne oraz zderzenia między atomami wirującego ośrodka podnosiły temperaturę. Nie chodzi tu o setki czy nawet tysiące stopni. By zapłonęła gwiazda, na przykład Słońce, temperatura jego plazmowego jądra musiała osiągnąć 14–15 mln kelwinów. Ostatecznie, uformowawszy termojądrową kulę o średnicy 1 392 520 km, wewnątrz której przebiegają procesy jądrowej syntezy helu, nasza gwiazda dzienna przeszła w fazę względnej stabilizacji. W jej wnętrzu gęstość plazmy, czyli jąder atomowych odartych z powłok elektronowych, osiąga 153 t/m³. W tych warunkach z wodorowych jąder efektywnie powstaje hel w ilości 600 mln ton na sekundę. Niemal 4,3 miliona ton materii ulega przekształceniu w czystą energię. Odpowiada to ubytkowi masy o 0,7% towarzyszącemu syntezie czterech jąder wodoru, protonów, w jedno jądro helu. Na aktualnym etapie syntezę cięższych pierwiastków można pominąć, choć naturalnie ma ona miejsce. Nabierze ona znaczenia, gdy wodorowe zasoby ulegną wyczerpaniu, a w zapadającym się jądrze przeważy synteza węgla, następnie neonu, tlenu, krzemu i żelaza.

Wydzielona energia podtrzymuje reakcję syntezy jądrowej, ale też, jako fotony w długim szeregu aktów pochłaniania i emisji, dociera do fotosfery – najbardziej zewnętrznej powłoki gwiazdowej. Stamtąd zostaje już wypromieniowana w przestrzeń kosmiczną. Czas potrzebny na energetyczną wędrówkę z jądra gwiazdy, poprzez warstwę promienistą i konwektywną do fotosfery zajmuje orientacyjnie 100–200 tys. lat. Foton, poruszając się po linii prostej, pokonałby odległość równą promieniowi Słońca w nieco ponad 2,5 sekundy, ale gęstość materii to uniemożliwia. Całe szczęście, bo energia fotonów emitowanych bezpośrednio jest ogromna. Wytracają ją zwłaszcza w plazmie powyżej części promienistej. Dalszy transport odbywa się ze znacznie chłodniejszej warstwy konwektywnej grubej na około 181 tys. km. Docierając do najbardziej zewnętrznej powłoki, fotosfery, podgrzewają ją do „zaledwie” około 5,5 tys. kelwinów.

Macrovector/Dreamstime

Najbardziej uderzające jest porównanie gęstości jądra z gęstością fotosfery. Jest ona od gęstości jądra mniejsza 33 000 000 000 razy (trzydzieści trzy miliardy) i wynosi zaledwie 4,9 mg/m³. Patrząc na Słońce, widzimy tylko fotony emitowane przez fotosferę. Na koniec słonecznego opisu wypada wyjaśnić: dlaczego tak ogromna energia nie rozsadziła gwiazdy w chwili powstania? Ogromne ciśnienie wewnętrzne dążące do wypchnięcia i rozsadzenia jądra w eksplozji jest równoważone siłami grawitacji. Przyciąganie na wysokości fotosfery jest 28 razy większe niż ziemskie.

Wróćmy do reszty materii dysku akrecyjnego, czyli szacunkowo 0,1% całej jego masy. Tak, 99,9% masy układu skupia samo Słońce. To, co nie utworzyło gwiazdy, zwłaszcza cięższe pierwiastki, ulegało stopniowej grawitacyjnej koncentracji. Tworzyła ona bryły akumulującej się materii, planetozymale, które mogły stać się zaczątkami planet. Mogły, bo na skutek zderzeń albo łączyły się w większe obiekty lub uzyskując większą prędkość – wyrzucane były poza obręb grawitacyjnego oddziaływania w obszarze dysku akrecyjnego. Równocześnie ciśnienie promieniowania słonecznego wypchnęło poza jego obręb swobodny gaz, głównie wodór, oraz najdrobniejszy pył.

ESO/L. Calçada/Wikimedia Commons

Zanim powstał układ planetarny, jaki dziś znamy, dochodziło do wielu gwałtownych zderzeń i przemian. Przed czterema miliardami lat był już jednak względnie ukształtowany. W tym mniej więcej okresie doszło, według wielce prawdopodobnej hipotezy, do kolizji trzeciej protoplanety, licząc od Słońca. Zderzyła się z obiektem wielkości współczesnego Marsa. Na skutek kolizji znaczna ilość szczątków została odrzucona w przestrzeń pozaukładową, część jednak, stopiona energią zderzenia, pozostała na orbicie protoplanetranej i skrzepła w Księżyc. Inna z hipotez zakłada, że proto-Ziemia przechwyciła grawitacyjnie na swą orbitę obiekt uformowany wcześniej w obszarze dysku. Podobne zjawiska zapewne zachodziły w obszarze grawitacyjnego oddziaływania pozostałych protoplanet. Około 500 mln lat wystarczyło, by orbity ocalałych planet uległy stabilizacji, a na Ziemi miliard lat później ruszyły procesy ewolucyjne.

NASA

Nasze planetarne sąsiedztwo umownie zostało podzielone na strefy. Podział ten nie ma charakteru ściśle formalnego, niemniej często korzysta się z niego dla wygody opisu. Są to:

1) Znajdująca się najbliżej Słońca strefa czterech planet skalistych: Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa.

2) Strefa głównego pasa planetoid, znajdująca się pomiędzy Marsem a Jowiszem, złożona z miliardów małych, skalistych obiektów.

3) Strefa czterech olbrzymów gazowych: Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna.

4) Drugi pas planetoid, zwany Pasem Kuipera, wypełniony drobnymi, skalnymi i skalno-lodowymi obiektami.

5) Dysk rozproszony, częściowo od strony wewnętrznej zachodzący na Pas Kuipera, będący przypuszczalnie głównym miejscem pochodzenia komet okresowych Układu Słonecznego.

6) Heliopauza będąca granicą oddziaływania ciśnienia wiatru słonecznego.

7) Hipotetyczny Obłok Oorta złożony z zestalonych gazów i lodu, będący pozostałością po dysku protoplanetarnym.

Ośmiu planetom: czterem skalistym i czterem gazowym, towarzyszy jeszcze pięć planet karłowatych. Pierwsza z nich, Ceres, krąży w strefie głównego pasa planetoid – pomiędzy orbitą Marsa i Jowisza. Trzy następne znajdują się za orbitą Neptuna, w Pasie Kuipera. W kolejności od Słońca są to: Pluton, Haumea i Makemake. Ostatnia, piąta, krąży w obszarze dysku rozproszonego. Nazywa się Eris. Warto nadmienić, że oprócz wymienionych jeszcze co najmniej cztery obiekty spoza orbity Neptuna, według danych obserwacyjnych, mają szansę zostać zaliczone do grona planet karłowatych.

Aż tak daleko naszymi amatorskimi instrumentami nie sięgniemy, ale obserwacje Urana i Neptuna w korzystnych warunkach są realne: wymagają jednak teleskopu o zwierciadle kilkunastocentymetrowej średnicy i efektywnym powiększeniu ponad 250 razy.