Tytuł oryginału:

50 Ideas You Really Need to Know. Astronomy

Autor: Giles Sparrow

Wydawca oryginału: First published in the UK in 2016 by Quercus Editions Ltd Carmelite House 50 Victoria Embankment London EC4Y 0DZ An Hachette UK company Copyright © Giles Sparrow 2016

All rights reserved

Wydanie polskie:

Projekt okładki i stron tytułowych: Lidia Michalak-Mirońska

Ilustracja na okładce: Vadim Rysev/123RF

Wydawca: Karol Zawadzki

Tłumaczenie: Małgorzata Dąbkowska-Kowalik na zlecenie WITKOM, Witold Sikorski

Koordynacja ds. redakcji: Adam Kowalski

Redakcja: Małgorzata Kopczyńska

Produkcja: Mariola Grzywacka

Skład wersji elektronicznej na zlecenie Wydawnictwo Naukowe PWN: Michał Latusek

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 © for the Polish edition by Wydawnictwo Naukowe PWN SA

eBook został przygotowany na podstawie wydania papierowego z 2022r. (Wydanie I)

Warszawa 2022

ISBN 978-83-01-22118-8

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

Bezpłatny fragment

Wprowadzenie

1. Nasze miejsce we Wszechświecie

2. Obserwowanie nieba

3. Królestwo Słońca

4. Narodziny Układu Słonecznego

5. Migracja planet

6. Narodziny Księżyca

7. Woda na Marsie

8. Gazowe i lodowe olbrzymy

9. Oceaniczne księżyce

10. Planety karłowate

11. Planetoidy i komety

12. Życie w Układzie Słonecznym?

13. Nasze Słońce – gwiazda w zbliżeniu

14. Mierzenie gwiazd

15. Chemia gwiazd

16. Diagram Hertzsprunga–Russella

17. Struktura gwiazd

18. Źródło mocy gwiazd

19. Cykl życia gwiazd

20. Mgławice i gromady gwiazd

21. Narodziny gwiazdy

22. Gwiazdy karłowate

23. Gwiazdy podwójne i wielokrotne

24. Poszukiwanie egzoplanet

25. Inne układy słoneczne

26. Strefy Złotowłosej

27. Czerwone olbrzymy

28. Gwiazdy pulsujące

29. Nadolbrzymy

30. Supernowe

31. Szczątki gwiazd

32. Ekstremalne układy podwójne

33. Czarne dziury

34. Galaktyka Drogi Mlecznej

35. Serce Drogi Mlecznej

36. Rodzaje galaktyk

37. Zderzanie się i ewolucja galaktyk

38. Kwazary i aktywne galaktyki

39. Wszechświat na wielką skalę

40. Rozszerzający się Wszechświat

41. Wielki Wybuch

42. Nukleosynteza i kosmiczna ewolucja

43. Gwiazdy olbrzymy i pierwotne galaktyki

44. Krawędź Wszechświata

45. Ciemna materia

46. Ciemna energia

47. Teoria względności i fale grawitacyjne

48. Życie we Wszechświecie

49. Wieloświat

50. Los Wszechświata

Słownik

Przypisy

Wprowadzenie

Biorąc pod uwagę, jak rzadko zachowanie się obiektów na nocnym niebie wydaje się mieć bezpośredni wpływ na życie ludzkie, mogłoby wydawać się dziwne, że astronomia może rościć sobie prawo do tytułu najstarszej z nauk. W rzeczywistości korzenie astronomii poprzedzają historię pisaną – najstarsza znana mapa gwiezdna została namalowana na ścianach jaskini w Lascaux we Francji, w czasie epoki lodowcowej, około 17 300 lat temu. Na pierwszy rzut oka jest to po prostu piękne przedstawienie szarżującego byka, ale bliższe przyjrzenie się ukazuje gromadę punktów za garbem zwierzęcia: jest to bez wątpienia obraz Plejad – gromady we współczesnej konstelacji Byka.

Dla starożytnych ruchy Słońca, Księżyca i gwiazd miały w rzeczywistości istotny związek z wydarzeniami na Ziemi: dzięki technice być może zmniejszyło się nasze zagrożenia ze strony zmieniających się pór roku, ale dla naszych przodków była to sprawa życia i śmierci. W epoce nowożytnej astronomia wywiera swój wpływ w inny sposób, często poprzez inspirowane przez nią innowacje naukowe (czego świadectwem jest kamera CCD w naszych smartfonach). Ale być może prawdziwa fascynacja astronomią w naszych oszałamiających czasach współczesnych polega na tym, że dotyka ona tajemnic nieskończoności i zbliża się bardziej niż jakakolwiek inna nauka do wyjaśnienia, skąd pochodzimy.

Książka ta jest hołdem dla największych idei astronomii oraz genialnych, wnikliwych, a czasami obrazoburczych umysłów, które pomogły je kształtować. W pięćdziesięciu tematach mam nadzieję zawrzeć wszystko – począwszy od różnorodnych planet i innych światów na naszym niebiańskim progu, poprzez życie i śmierć gwiazd, aż po strukturę i pochodzenie samego Wszechświata. Niektóre z omawianych teorii mają wielowiekową historię, inne są zaskakująco nowoczesne, a jeszcze inne są w trakcie tworzenia – jedną z najpiękniejszych cech astronomii jako nauki jest to, że podobnie jak sam Wszechświat, nigdy nie stoi w miejscu. Nieuchronnie mój wybór tematów jest osobisty, ukształtowany przez moje własne zainteresowania i dyskusje z wieloma pracującymi astronomami, ale mam nadzieję, że jest tu coś, co wszystkich zafascynuje, a może nawet zainspiruje.

Giles Sparrow

1
Nasze miejsce we Wszechświecie

LINIA CZASU

Około 150 p.n.e.

Almagest Ptolemeusza utrwala klasyczny obraz geocentrycznego Wszechświata, z Ziemią jako centrum

1543

Kopernik publikuje swoją rozprawę o Wszechświecie heliocentrycznym, obracającym się wokół Słońca

1608

Kepler modeluje orbity w kształcie elips, a nie okręgów, ostatecznie wyjaśniając ruchy planet

1781

William Herschel tworzy pierwszą mapę Drogi Mlecznej, ukazującą naszą Galaktykę jako płaszczyznę gwiazd

1924

Edwin Hubble pokazuje, że mgławice spiralne są niezależnymi galaktykami, które znajdują się miliony lat świetlnych dalej od naszej własnej

1929

Hubble pokazuje, że Wszechświat się rozszerza – korzenie teorii Wielkiego Wybuchu

W historii astronomii zrozumienie naszego miejsca we Wszechświecie jest coraz lepsze, natomiast nasze znaczenie w kosmosie stopniowo maleje. Kiedyś byliśmy w centrum stworzenia, teraz nasz świat jest postrzegany jako plamka w ogromie kosmosu.

Na przestrzeni dziejów ludzkość miała obsesję na punkcie gwiazd, nie tylko opowiadając o nich i wypełniając je znaczeniem, ale także wykorzystując je do celów praktycznych, takich jak śledzenie czasu. Starożytni Egipcjanie przepowiadali, że zbliża się sezon powodziowy Nilu, kiedy Syriusz, najjaśniejsza gwiazda na niebie, wschodził tuż przed świtem. Ale inny ważny nurt starożytnej myśli, astrologia, podejmowała pierwsze próby modelowania naszego miejsca w kosmosie.

Starożytni astrolodzy kierowali się ideą, że niebo jest zwierciadłem Ziemi: ruchy Słońca, Księżyca i wędrownych planet wśród stałych wzorców gwiazd, zwanych gwiazdozbiorami, niekoniecznie wpływały na wydarzenia na Ziemi, ale je odzwierciedlały. Tak więc, jeśli nastał wielki głód, gdy Mars i Jowisz były w koniunkcji (blisko siebie na niebie) w gwiazdozbiorze Byka, wtedy można było przewidzieć podobne wydarzenie, gdy planety te po raz kolejny zbliżyły się do siebie w tej konstelacji. Co więcej, ruchy tych planet nie były całkowicie nieprzewidywalne, więc jeśli można było przewidzieć ich ruchy, można było przepowiedzieć przyszłe wydarzenia na Ziemi.

Wszechświat geocentryczny Wielkim wyzwaniem było więc opracowanie wystarczająco dokładnego modelu ruchów planetarnych. Większość starożytnych astronomów była skrępowana zdroworozsądkową ideą, że Ziemia jest nieruchoma w przestrzeni (przecież nie odczuwamy jej ruchu). Nie mając pojęcia o skali kosmosu, zakładali oni, że Księżyc, Słońce, planety i gwiazdy przemieszczają się wokół niego po okrężnych ścieżkach z różną prędkością, w taki sposób, aby wytworzyć pozorne ruchy widoczne na niebie (patrz ramka na stronie 8).

…Ten ogromny Wszechświat, w którym jesteśmy osadzeni jak ziarno piasku w kosmicznym oceanie.

Carl Sagan

Niestety, ten model geocentryczny (w którym w centrum Wszechświata znajdowała się Ziemia), mimo swojej atrakcyjnej prostoty nie dawał dokładnych prognoz. Planety nagle przesuwały się ze swoich przewidywanych ścieżek przez niebo, a astronomowie stosowali różne wybiegi, aby to skorygować. Model ten osiągnął swój szczyt w II wieku naszej ery dzięki pracy grecko-egipskiego astronoma Ptolemeusza z Aleksandrii. Jego wielkie dzieło, Almagest, przedstawiało planety poruszające się po okrężnych orbitach zwanych epicyklami, których środki krążyły z kolei wokół Ziemi. Uznany zarówno przez Cesarstwo Rzymskie, jak i jego chrześcijańskich i muzułmańskich następców, model Ptolemeusza dominował przez ponad tysiąc lat. Współcześni astronomowie w dużej mierze zajmowali się udoskonalaniem pomiarów ruchów planet, mając nadzieję na dostosowanie różnych parametrów modelu i poprawę jego przewidywań.

Słońce w centrum Wraz z nadejściem europejskiego renesansu, długo utrzymywany pogląd, że starożytna mądrość jest niepodważalna, zaczął upadać wśród myślicieli w wielu dziedzinach, a niektórzy astronomowie zaczęli podejrzewać, że model geocentryczny Ptolemeusza jest zasadniczo wadliwy. W 1514 roku polski ksiądz Mikołaj Kopernik opublikował niewielką książkę, w której twierdził, że obserwowane ruchy nieba można lepiej wytłumaczyć za pomocą modelu heliocentrycznego, w którym Słońce znajduje się w środku Wszechświata. W tej koncepcji Ziemia jest tylko jedną z kilku planet na kołowych orbitach wokół Słońca, a tylko Księżyc faktycznie krąży wokół Ziemi (teoria, która w rzeczywistości została zaproponowana przez kilku starożytnych filozofów greckich). Pomysł Kopernika zaczął nabierać rozmachu wraz z pośmiertną publikacją, w 1543 roku, jego arcydzieła O obrotach sfer niebieskich, ale jego kołowe orbity sprawiały problemy, gdy przychodziło do sporządzania dokładnych prognoz. Dopiero w 1608 roku, gdy niemiecki astronom Johannes Kepler zaproponował nowy model, w którym orbity były rozciągniętymi elipsami, tajemnica ruchów planet została ostatecznie rozwiązana. Nasz świat został zdegradowany z pozycji centrum stworzenia.

RUCHY PLANET

Planety na niebie Ziemi dzielą się ogólnie na dwie grupy: planety dolne – Merkury i Wenus robią pętle wokół pozycji Słońca na niebie, ale nigdy nie oddalają się od niego daleko, więc zawsze pojawiają się na zachodzie po zachodzie słońca lub na wschodzie przed wschodem. Natomiast planety górne – Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun – podążają śladami, które prowadzą je dookoła całego nieba i mogą pojawić się po przeciwnej stronie nieba niż Słońce. Jednak ich ruch komplikują pętle wsteczne – okresy, w których zwalniają i tymczasowo odwracają swój wschodni dryf na tle gwiazd, zanim w końcu wyruszą w dalszą drogę. Ruch wsteczny był wielkim wyzwaniem dla geocentrycznego modelu Układu Słonecznego i Ptolemeusz wyjaśnił go, umieszczając planety górne na orbitach wokół orbit znanych jako epicykle. W układzie heliocentrycznym ruch wsteczny jest jednak dość łatwy do wytłumaczenia jako efekt przesunięcia punktów widzenia w miarę jak szybciej poruszająca się Ziemia wyprzedza planetę górną.

Wkrótce astronomowie zdali sobie sprawę, że rewolucja kopernikańska jeszcze bardziej umniejszyła nasze miejsce we Wszechświecie. Jeśli Ziemia poruszała się z jednej strony na drugą po ogromnej, rozległej orbicie, to czy efekt paralaksy (pozorne przemieszczanie się pobliskich obiektów widzianych z różnych punktów widzenia) nie powinien wpłynąć na pozycje gwiazd? To, że żadna paralaksa nie była obserwowana nawet przy użyciu nowych przyrządów obserwacyjnych, takich jak teleskop (patrz s. 11), oznaczało, że gwiazdy były niewyobrażalnie daleko – nie była to sfera światła wokół Układu Słonecznego, ale odległe słońca. Co więcej, teleskopy ujawniły niezliczoną ilość wcześniej niewidocznych gwiazd i pokazały, że blade pasmo Drogi Mlecznej składa się z gęstych obłoków gwiazdowych.

Szerszy Wszechświat Pod koniec XVIII wieku astronomowie zaczęli konstruować mapy naszej Galaktyki, płaskiej struktury gwiazd (później ukazanej jako dysk, a następnie jako spirala – patrz s. 186), która miała zawierać cały Wszechświat. Na początku Ziemia została po raz kolejny uprzywilejowana poprzez umieszczenie jej w pobliżu centrum Galaktyki, a dopiero w XX wieku zostało potwierdzone prawdziwe położenie naszego Układu Słonecznego – jakieś 26 000 lat świetlnych od centrum, na dość mało znaczących peryferiach Drogi Mlecznej. Do tego czasu przełomowe momenty w naszym rozumieniu gwiazd, w tym dokładne pomiary ich odległości (patrz s. 76), pokazały, że nawet nasze Słońce nie było niczym szczególnym. W rzeczywistości jest to dość ciemna, żółta gwiazda karłowata, którą przyćmiewa wiele z 200 miliardów lub więcej gwiazd w naszej Galaktyce.

Ostatnie wielkie przesunięcie w naszej perspektywie kosmicznej nastąpiło w 1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble pokazał, że „mgławice spiralne” widziane w różnych częściach nieba były w rzeczywistości niewyobrażalnie odległymi układami gwiazd. Droga Mleczna, której jesteśmy tak nieznaczącą częścią, sama w sobie jest tylko jedną z niezliczonych galaktyk (patrz s. 195) – być może jest ich tyle, ile gwiazd w naszej Galaktyce i są rozproszone w ciągle rozszerzającym się Wszechświecie (patrz s. 218). I nawet to może nie być koniec tej historii: istnieje coraz więcej dowodów na to, że nasz Wszechświat sam w sobie może być tylko jednym z nieskończenie wielu światów w niezgłębionej strukturze znanej jako wieloświat (patrz s. 246).

TEORIA W PIGUŁCE

Każde nowe odkrycie umniejsza nasze miejsce we Wszechświecie

2
Obserwowanie nieba

LINIA CZASU

1609

Galileusz jest jedną z pierwszych osób, które skierowały teleskop na niebo

1668

Isaac Newton buduje pierwszy funkcjonalny teleskop odbiciowy (zwierciadlany)

Lata 70. XIX w.

William Huggins zaczyna stosować fotografię i spektroskopię przez teleskopy jako narzędzia badawcze

1957

Bernard Lovell buduje pierwszy na świecie duży sterowany radioteleskop w Jodrell Bank w Anglii

1979

Pierwszy teleskop z wieloma zwierciadłami został zbudowany w Mount Hopkins w Arizonie

1990

Kosmiczny teleskop Hubble’a staje się pierwszym dużym teleskopem optycznym w przestrzeni kosmicznej

Teleskopy zmieniły sposób, w jaki pojmujemy Wszechświat. Dzisiejsze naziemne i orbitalne obserwatoria mogą zaglądać na samą krawędź przestrzeni i rozpoznawać szczegóły na dużych odległościach, podczas gdy inne wyrafinowane instrumenty wykorzystują niewidzialne promieniowanie do odkrywania ukrytych aspektów kosmosu.

Przed wynalezieniem teleskopu najważniejszymi narzędziami, jakimi dysponował astronom, były astrolaby, kwadranty i inne urządzenia służące do pomiaru położenia obiektów na niebie oraz kątów pomiędzy nimi. Nieuzbrojone ludzkie oko nakładało naturalne ograniczenia zarówno na jasność obiektów, które można było zobaczyć, jak i na ilość szczegółów, które można było odróżnić. W 1608 roku holenderski producent okularów Hans Lippershey wystąpił o patent na pomysłowe urządzenie wykorzystujące dwie soczewki (wypukły obiektyw i wklęsły okular) do stworzenia obrazu powiększonego około trzy razy. Był to pierwszy teleskop.

Lepszy widok Wiadomości o holenderskim wynalazku szybko się rozeszły, dotarły również do Galileusza (Galileo Galilei) przebywającego w Wenecji w czerwcu 1609 roku. Galileusz zbudował kilka instrumentów według własnego pomysłu, z których jeden miał niespotykane dotąd 33-krotne powiększenie. W 1610 roku dokonał przy użyciu tego teleskopu wielu ważnych odkryć, w tym czterech jasnych satelitów Jowisza, plam na Słońcu i faz Wenus. Przekonały go one, że kopernikański heliocentryczny model Wszechświata jest poprawny – i doprowadziły go do konfliktu z konserwatywnymi władzami kościoła katolickiego.

W 1611 roku Johannes Kepler opisał zasadę działania teleskopu z dwiema wypukłymi soczewkami, dzięki czemu mógł uzyskać znacznie większe powiększenia. W połowie XVII wieku taki typ teleskopu stał się najpopularniejszy, co doprowadziło do wielu nowych odkryć. Jednym ze szczególnie udanych konstruktorów instrumentów był holenderski naukowiec Christiaan Huygens, który używał coraz dłuższych teleskopów do dokonywania odkryć, w tym księżyca Saturna – Tytana i prawdziwego kształtu pierścieni Saturna (które Galileusz określił jako dziwne zniekształcenie).

Jednak w późniejszych latach XXVII wieku pojawił się zupełnie nowy typ teleskopu, który zyskał na znaczeniu. W konstrukcji reflektora zastosowano zakrzywione zwierciadło główne do zbierania i ogniskowania światła, a mniejsze wtórne – do odchylania go w kierunku okularu. Pierwszy praktyczny teleskop tej konstrukcji został wykonany przez Isaaca Newtona w 1668 roku i dał początek wielu jego wariantom. Teleskopy oferują astronomom większe wychwytywanie światła i lepszą rozdzielczość. Soczewka obiektywu teleskopu lub zwierciadło główne zapewnia znacznie większą powierzchnię zbierania słabego światła gwiazd niż mała średnica ludzkiej źrenicy, dzięki czemu teleskopy są w stanie widzieć wiele słabych obiektów. Jednocześnie powiększenie oferowane przez okular pozwala nam na rozpoznawanie szczegółów i oddzielanie od siebie bliskich obiektów.

Nasza wiedza o gwiazdach i materii międzygwiazdowej musi opierać się przede wszystkim na promieniowaniu elektromagnetycznym, które do nas dociera.

Lyman Spitzer

Nowoczesne teleskopy Oba typy teleskopów mają swoje wady i zalety, ale ogólnie rzecz biorąc, praktyczne problemy z odlewaniem i montażem ciężkich wypukłych obiektywów oraz ogromna ilość cennego światła gwiazd, które pochłaniają, ograniczają refraktory oparte na soczewkach do około 1 metra. Tymczasem przez większą część XX wieku rozmiary teleskopów zwierciadlanych utknęły na poziomie około 5 metrów. Jednak nowe materiały (lustra wykonane z zazębiających się segmentów typu plastra miodu), a przede wszystkim komputerowe sterowanie, pozwoliły im przybrać rozmiary do 10 metrów i większe (patrz ramka na s. 13 ).

Oczywiście większość współczesnych teleskopów nie jest budowana z myślą o ludzkim oku, a od połowy XIX wieku ważną rolę w astronomii odgrywa fotografia. Fotografie nie tylko uwieczniają widoki dla potomności, ale także jeszcze bardziej zwiększają wychwytywanie światła przez teleskop. Jeśli tylko teleskop jest prawidłowo zorientowany i powoli obracany, aby nadążyć za efektami wirowania Ziemi, obraz o długiej ekspozycji może „scalić” światło gwiazd z wielu godzin obserwacji. Fotografia astronomiczna jest obecnie zdominowana przez elektroniczne kamery CCD, które mogą nawet śledzić dokładną liczbę fotonów uderzających w pojedynczy piksel półprzewodnikowy. Często światło z odległego obiektu jest przepuszczane przez spektroskop (urządzenie z siatką dyfrakcyjną o drobnej kratce, która działa tak samo jak pryzmat), rozszczepiając je na widmo przypominające tęczę, w którym w ramach badania spektroskopowego można zmierzyć natężenie określonych kolorów (patrz s. 82).

PRZESUWANIE GRANIC

Najnowsza generacja dużych teleskopów astronomicznych wykorzystuje sterowanie komputerowe i nowoczesne materiały do tworzenia powierzchni skupiających światło większych niż kiedykolwiek wcześniej. Największymi instrumentami z pojedynczym zwierciadłem są bliźniacze 8,4-metrowe giganty Wielkiego Teleskopu Lornetkowego (Large Binocular Telescope) w Międzynarodowym Obserwatorium na Górze Graham w Arizonie oraz niepozostające daleko w tyle cztery 8,2-metrowe zwierciadła z Wielkiego Teleskopu (VLT) Europejskiego Obserwatorium Południowego w Chile. Oba instrumenty wykorzystują aktywną optykę – sieć skomputeryzowanych silników zwanych siłownikami, które podtrzymują zwierciadło i przeciwdziałają zniekształceniom spowodowanym jego własnym ciężarem. Inny system, nazywany optyką adaptacyjną, mierzy zniekształcenia światła z obiektu docelowego podczas jego przechodzenia przez atmosferę i stale dostosowuje zwierciadło, aby temu przeciwdziałać, dając w rezultacie obrazy, których ostrość może rywalizować z tymi z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a.

Teleskopy z wieloma zwierciadłami mogą być jeszcze większe. Wielki Teleskop Kanaryjski (Gran Telescopio Canarias) na La Palma na Wyspach Kanaryjskich ma 36 połączonych ze sobą zwierciadeł, które dają powierzchnię odpowiadającą pojedynczemu 10,4-metrowemu zwierciadłu. Planowane są jeszcze bardziej ambitne projekty, w Chile trwa obecnie budowa Ekstremalnie Wielkiego Teleskopu Europejskiego (Extremely Large Telescope , E-ELT), którego ogromne 39,3-metrowe zwierciadło główne będzie się składać z 798 pojedynczych segmentów.

Niewidzialne promieniowanie Światło widzialne docierające do powierzchni Ziemi z kosmosu jest tylko jedną małą częścią całego widma elektromagnetycznego. Promieniowanie elektromagnetyczne składa się z oscylujących pakietów fal zwanych fotonami, a nasze oczy wyewoluowały tak, aby widzieć to światło, ponieważ tak się składa, że jest to jedno z niewielu pasm promieniowania, które przedostają się przez ziemską atmosferę na powierzchnię. Inne formy promieniowania to podczerwień („promieniowanie cieplne” z falami nieco dłuższymi niż światło czerwone) oraz fale radiowe (z jeszcze dłuższymi falami). Promieniowanie podczerwone z przestrzeni kosmicznej jest zazwyczaj przytłaczane przez ciepło naszej własnej atmosfery (lub nawet emanujące z instrumentów służących do jego wykrywania), więc zwykle obserwuje się je przy użyciu specjalnie chłodzonych teleskopów górskich lub orbitujących obserwatoriów umieszczonych na satelitach. Długie fale radiowe stanowią natomiast praktyczne wyzwanie dla detekcji – są one zazwyczaj zbierane przy użyciu ogromnych anten parabolicznych, które działają podobnie jak teleskopy zwierciadlane.

Promienie ultrafioletowe mają natomiast krótsze długości fal niż światło fioletowe i większą energię, a promienie rentgenowskie i gamma są jeszcze krótsze i jeszcze bardziej energetyczne. Wszystkie trzy z tych form promieniowania elektromagnetycznego mogą być szkodliwe dla żywych tkanek i na szczęście są w większości przypadków blokowane przez ziemską atmosferę. Epoka wysokoenergetycznej astronomii nadeszła dopiero wraz z użyciem teleskopów kosmicznych, a instrumenty do zbierania i wykrywania promieni rentgenowskich i gamma nie są zbyt podobne do znanych konstrukcji teleskopów Galileusza i Newtona.

TEORIA W PIGUŁCE

Teleskopy ujawniają ukryte tajemnice Wszechświata

3
Królestwo Słońca

LINIA CZASU

1543

Kopernik przedstawia obraz Układy Słonecznego ze Słońcem w centrum i Ziemią jako jedną z sześciu planet

1610

Galileusz odkrywa wcześniej niewidoczne księżyce krążące wokół Jowisza

1781

William Herschel odkrywa nową planetę za Saturnem, nazwaną później Uranem

1801

Szukając nowej planety pomiędzy Marsem a Jowiszem, Giuseppe Piazzi odkrywa Ceres, największą planetoidę

1846

Urbain Le Verrier wykorzystuje perturbacje orbity Urana do przewidywania pozycji ósmej planety, Neptuna

1930

Clyde Tombaugh odkrywa Plutona, nowy świat, który okazuje się pierwszym znanym obiektem Pasa Kuipera

2016

Batygin i Brown twierdzą, że znajdują dowody na istnienie dziewiątej głównej planety na orbitach obiektów Pasa Kuipera

Nasz Układ Słoneczny składa się ze Słońca, wszystkich obiektów, które wokół niego krążą, oraz obszaru przestrzeni znajdującego się bezpośrednio pod jego wpływem. Obejmuje on osiem głównych planet, pięć znanych planet karłowatych, mnóstwo księżyców i niezliczone mniejsze obiekty, o strukturach zarówno skalistych, jak i lodowych.

Przez większość zapisanej historii Układ Słoneczny składał się tylko z ośmiu znanych obiektów – Ziemi, Księżyca, Słońca i pięciu planet widocznych gołym okiem: Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna. Każda z nich podążała swoją własną, złożoną ścieżką wokół nieba na pozornie stałym tle bardziej odległych gwiazd. Dopiero w XVI wieku Ziemia została powszechnie uznana za trzecią z sześciu planet krążących wokół Słońca, a jej ruch zaczął mieć sens (patrz s. 8).

Wtedy stało się jasne, że Słońce jest dominującym ciałem w naszym Układzie Słonecznym, wywierającym siłę, która utrzymuje wszystkie planety na eliptycznych orbitach wokół niego. W 1687 roku Isaac Newton wyjaśnił to jako przejaw tej samej siły grawitacyjnej, która powoduje spadanie obiektów w kierunku środka Ziemi. Dzięki nowemu modelowi astronomowie mogli wykorzystać techniki geometryczne, o lepszej dokładności dzięki niedawno wynalezionemu teleskopowi, do pomiaru rzeczywistej skali Układu Słonecznego (patrz ramka na s. 19).

Kluczowym pomiarem była średnia odległość od Ziemi do Słońca, która – jak się okazało – wynosi około 150 milionów kilometrów. Stała się wygodną jednostką miary znaną dziś jako jednostka astronomiczna (au). Ustalenie skali Układu Słonecznego ujawniło również w sposób naturalny skalę jego poszczególnych planet – Wenus okazała się mniej więcej takiej samej wielkości jak Ziemia, Merkury i Mars, a Jowisz i Saturn są olbrzymami w porównaniu z Ziemią.

Układ Słoneczny powinien być postrzegany jako nasze podwórko, a nie jako sekwencja celów, które kolejno realizujemy.

Neil de Grasse Tyson

Nowe światy Gdy XVII-wieczni astronomowie zaczęli odkrywać nieznane dotąd księżyce wokół Jowisza i Saturna oraz wspaniały układ pierścieni Saturna, za jedyne nieplanetarne obiekty krążące wokół samego Słońca uważano komety, takie jak ta, której orbitę obliczył w 1705 roku przyjaciel Newtona, Edmond Halley. Były one okazjonalnymi gośćmi wewnętrznego Układu Słonecznego. Tak więc w 1781 roku, kiedy urodzony w Niemczech astronom William Herschel zauważył rozmytą niebieskozieloną plamę podczas obserwacji gwiazd w swoim domu w angielskim mieście Bath, naturalnie założył, że jest to kometa. Kolejne obserwacje ujawniły jednak prawdę: powolny ruch obiektu względem gwiazd wskazywał na odległość około 20 au, co sugerowało, że nie była to kometa, lecz solidna planeta sama w sobie – świat zna ją teraz jako Uran.

Odkrycie Herschela wywołało manię polowania na planety, z dużym zainteresowaniem skupionym na dostrzegalnej luce w porządku planet pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. W 1801 roku doprowadziło to do odkrycia Ceres (patrz s. 55), małego świata, który okazał się nie pełną planetą, ale pierwszą i największą z wielu planetoid – ciał skalnych na orbicie całego wewnętrznego Układu Słonecznego, które jednak są skupione głównie w szerokim pasie pomiędzy Marsem a Jowiszem.

Podczas gdy Uran i planetoidy zostały znalezione przez szczęśliwy przypadek, to do odkrycia innej dużej planety w 1846 roku doprowadziła skomplikowana matematyka. W tym przypadku francuski matematyk Urbain Le Verrier przeprowadził dokładną analizę perturbacji orbity Urana, wskazujących na wielkość i położenie bardziej odległego świata (obecnie znanego jako Neptun), który wkrótce został zauważony przez niemieckiego astronoma Johanna Galle’a w obserwatorium w Berlinie.

ARYSTARCH MIERZY UKŁAD SŁONECZNY

Grecki astronom Arystarch z Samos, żyjący w III wieku p.n.e., użył pomysłowej metody do oszacowania odległości Księżyca i Słońca. Zdając sobie sprawę, że fazy Księżyca są spowodowane zmiennym oświetleniem słonecznym, zmierzył kąt między Słońcem a Księżycem w pierwszej kwadrze, gdy połowa tarczy księżycowej jest oświetlona. Posługując się metodą geometryczną, wyliczył względne rozmiary i wzajemne odległości Słońca, Ziemi i Księżyca. Wskutek błędów pomiarowych oszacował, że Słońce jest 20 razy bardziej oddalone od Księżyca (a więc około 20 razy większe). W rzeczywistości jest 400 razy większe, ale różnica wciąż była wystarczająca, aby przekonać go, że to Słońce, a nie Ziemia, musi leżeć w centrum Układu Słonecznego.

Polowanie na planetę X W następstwie sukcesu Le Verriera wielu astronomów zostało urzeczonych ideą odnajdywania nowych planet poprzez matematykę. Sam Le Verrier popełnił błąd, gdy przewidział inną planetę zwaną Wulkanem, krążącą wokół Słońca wewnątrz orbity Merkurego, podczas gdy inni regularnie przewidywali planetę X krążącą poza Neptunem. Najbardziej zaangażowanym łowcą planet był zamożny amator Percival Lowell (również entuzjasta tzw. kanałów na Marsie – patrz s. 39), który założył własne obserwatorium w Flagstaff w Arizonie i przekazał fundusze na kontynuowanie poszukiwań po jego śmierci w 1916 roku. To właśnie w Flagstaff w 1930 roku Clyde Tombaugh, młody badacz wynajęty do przeprowadzenia nowych, kompleksowych poszukiwań planety Lowella, zauważył na dwóch kliszach fotograficznych, które dzieliło kilka dni, maleńką kropeczkę poruszającą się na tle gwiazd. Ten odległy obiekt wkrótce został nazwany Plutonem i ogłoszony dziewiątą planetą Układu Słonecznego.

Jednak rozmiary i masa Plutona okazały się rozczarowująco małe i od początku niektórzy astronomowie wątpili, czy rzeczywiście należy go klasyfikować jako planetę taką jak pozostałe. Wielu podejrzewało, że jest to, podobnie jak wcześniej Ceres, pierwszy z zupełnie nowej klasy obiektów – małych, lodowych światów krążących poza Neptunem w tym, co obecnie nazywamy Pasem Kuipera (patrz s. 65). Dopiero w 1992 roku Kosmiczny Teleskop Hubble’a namierzył w końcu inny obiekt Pasa Kuipera (KBO), a od tego czasu ich liczba wzrosła i obecnie przekracza tysiąc zidentyfikowanych obiektów. Biorąc pod uwagę to tempo odkryć, nieuniknione było, że status planetarny Plutona zostanie ostatecznie zakwestionowany – w 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna wprowadziła nową klasyfikację planet karłowatych, która obejmuje Pluton, Ceres i kilka innych obiektów (zob. s. 57).

Czy są jeszcze inne materialne światy, które można znaleźć w głębi zewnętrznego Układu Słonecznego? Zgodnie z obecnymi modelami narodzin i ewolucji Układu Słonecznego może wydawać się to mało prawdopodobne (patrz s. 22–36), ale niektórzy astronomowie twierdzą, że na orbitach niektórych KBO mogą znajdować się nieznane duże planety. W roku 2016 astronomowie z Caltechu (Kalifornijski Instytut Techniczny), Konstantin Batygin i Mike Brown, wysunęli jak dotąd najbardziej zdecydowane twierdzenie o „dziewiątej planecie” o masie równej dziesięciu mas Ziemi na długiej eliptycznej orbicie. Do tej pory jednak jedynymi niewidzialnymi obiektami, których istnienia możemy być pewni, są biliony komet Obłoku Oorta. O istnieniu tej ogromnej kulistej aureoli komet, otaczającej Słońce na odległość około 1 roku świetlnego, świadczą orbity komet wpadających do wewnętrznego Układu Słonecznego.

HELIOSFERA

Omawiając granice Układu Słonecznego, niektórzy astronomowie wolą wykorzystywać nie zasięg grawitacyjny Słońca, lecz heliosferę, czyli obszar, w którym wiatr słoneczny dominuje nad wpływem innych gwiazd. Wiatr słoneczny jest strumieniem naładowanych elektrycznie cząstek, które rozdmuchują powierzchnię Słońca i rozszerzają jego pole magnetyczne na cały Układ Słoneczny. Jest on odpowiedzialny za zjawiska takie jak zorza polarna (Aurora borealis na półkuli północnej i Aurora australis na półkuli południowej) na różnych planetach. Wiatr ten przemieszcza się gładko z prędkością naddźwiękową daleko poza orbitę Plutona, ale potem rozpada się w rejonie turbulencji poddźwiękowych, napotykając rosnące ciśnienie z otaczającego go ośrodka międzygwiazdowego (patrz s. 230). Zewnętrzna krawędź heliosfery, na której zatrzymuje się zewnętrzny przepływ wiatru słonecznego, jest znana jako heliopauza i stanowi granicę, o której powszechnie wspomina się, gdy naukowcy mówią o misjach opuszczających Układ Słoneczny. Sonda NASA, Voyager 1, przecięła heliopauzę przy około 121 au od Słońca w sierpniu 2012 roku.

TEORIA W PIGUŁCE

Wielkość i złożoność naszego Układu Słonecznego stale wzrasta

4
Narodziny Układu Słonecznego

LINIA CZASU

1734

Emanuel Swedenborg sugeruje, że planety zostały utworzone z zapadających się chmur gazowych wyrzucanych przez Słońce

1755

Immanuel Kant sugeruje, że Słońce i planety połączyły się ze sobą z początkowej mgławicy

1796

Laplace przedstawia swoją własną wersję hipotezy mgławicy słonecznej, opisując zachodzące procesy fizyczne

1905

Thomas Chamberlain i Forest Moulton przedstawiają pierwszą teorię akrecji, aby wyjaśnić, jak tworzą się planety

1917

James Jeans wysuwa hipotezę pływową, aby wyjaśnić pochodzenie planet

1978

A.J.R. Prentice pokazuje, jak ziarna pyłu w mgławicy słonecznej mogą spowolnić obrót jej środka

2012

Michiel Lambrechts i Anders Johansen prezentują akrecję kamyków jako metodę szybkiego tworzenia rdzeni planetarnych.

Jak doszło do powstania Słońca, układu różnorodnych planet i otaczających je małych ciał? Od ponad dwu stuleci naukowcy przedstawiali różne teorie, ale teraz pojawił się nowy model, zwany akrecją kamyków, który obiecuje w końcu udzielić odpowiedzi na te pytania.

Układ Słoneczny ma trzy bardzo różne strefy. W pobliżu Słońca znajduje się królestwo planet skalistych i planetoid, zdominowanych przez materiały „ogniotrwałe”, o dość wysokiej temperaturze topnienia, takie jak metale. Dalej, poza pasem planetoid, leżą olbrzymie planety i ich lodowe księżyce, złożone głównie z lotnych substancji chemicznych, które topią się w niższych temperaturach. Najbardziej odległe są Pas Kuipera i Obłok Oorta złożone z małych, lodowych obiektów.

Pierwsza teoria naukowa o pochodzeniu planet, której celem było jedynie wyjaśnienie różnicy między planetami skalistymi a bardziej odległymi olbrzymami, znana była jako hipoteza mgławicy słonecznej. W 1755 roku niemiecki filozof Immanuel Kant wysnuł teorię, że Słońce i planety uformowały się obok siebie podczas kondensacji ogromnych obłoków gazu i pyłu. Genialny francuski matematyk Pierre-Simon Laplace niezależnie opracował podobny model w 1796 roku. Pokazał on, w jaki sposób zderzenia w obłoku gazu i zachowanie momentu pędu w sposób naturalny powodowałyby spłaszczenie i szybszy obrót dysku formującego planety w kierunku jego środka, jednocześnie zmuszając powstałe planety do poruszania się po mniej lub bardziej kołowych orbitach.

Mnogość teorii Do połowy XIX wieku niektórzy astronomowie twierdzili, że mgławice spiralne widoczne w największych teleskopach i wczesnych obrazach fotograficznych mogą być układami słonecznymi w procesie tworzenia (patrz s. 198). Inni jednak wyrażali poważne wątpliwości, zwłaszcza co do powolnego (około 25-dniowego) okresu obrotu Słońca – skoro nasza gwiazda skupia 99,9% masy Układu Słonecznego w samym jego centrum, to na pewno powinna wirować znacznie szybciej?

Na podstawie niewielkiego przypuszczenia... wyruszyłem w niebezpieczną podróż i już widzę przedgórza nowych ziem. Ci, którzy mają odwagę iść dalej... postawią na nich stopę.

Immanuel Kant

Ponieważ obawy te się zakorzeniły, hipoteza mgławicy słonecznej została porzucona na rzecz nowych teorii. Być może planety uformowały się z długiej wstęgi atmosfery słonecznej, rozerwanej przez przelatującą gwiazdę? Być może powstały one z przechwyconej materii, gdy Słońce zrobiło to samo z inną gwiazdą? A może zostały zmiecione z chmury „protoplanet” w przestrzeni kosmicznej?

Dopiero w latach 70. XX wieku astronomowie zaczęli ponownie rozważać hipotezę mgławicy słonecznej, głównie dzięki pracy radzieckiego astronoma Wiktora Safronowa. Nowe elementy wprowadzone do teorii pozwoliły na formowanie planet o znacznie mniejszej masie w oryginalnym dysku, zmniejszając zapotrzebowanie na szybko wirujące Słońce. Kluczem do modelu dysku mgławicy słonecznej Safronowa była koncepcja akrecji zderzeniowej – procesu, w którym poszczególne obiekty, poprzez stopniowe zderzenia i fuzje, urastają od ziaren pyłu do protoplanet wielkości Marsa.

Akrecja zderzeniowa Zanim idee Safronowa stały się znane poza granicami Związku Radzieckiego, astronomowie dowiedzieli się również dużo więcej o wczesnej ewolucji samych gwiazd, a te dwa wątki połączyły się ze sobą, aby zbudować spójny obraz. Gdy młoda, gorąca i niestabilna protogwiazda zaczyna świecić (patrz s. 116), wytwarza ostre wiatry gwiazdowe, które wieją przez otaczającą ją mgławicę, obok silnego promieniowania, które podnosi temperaturę jej obszarów wewnętrznych. Powoduje to parowanie lotnych, lodowych materiałów znajdujących się w pobliżu gwiazdy, a następnie wydmuchiwanie ich na zewnątrz, pozostawiając za sobą pylisty materiał ogniotrwały. Przypadkowe zderzenia w ciągu kilku milionów lat powodują wzrost tych cząstek, od ziaren pyłu po kamienie i małe planetoidy. Gdy są już wystarczająco duże, by wywierać umiarkowaną siłę grawitacji, proces rozwija się lawinowo, co nazywamy niekontrolowaną akrecją. Rosnące ciała, znane jako planetozymale, przyciągają do siebie coraz więcej materii, oczyszczając większość otaczającej przestrzeni, aż do momentu, gdy pozostanie kilkadziesiąt obiektów, być może wielkości naszego Księżyca. Zderzenia pomiędzy tymi protoplanetami powodują powstawanie mniejszej liczby planet skalistych, natomiast ciepło uwalniane przez uderzenia powoduje ich stopienie, co pozwala na różnicowanie się ich wnętrza i osadzanie się ich skorupy w kulistym kształcie.

Dalej w układzie gwiezdnym jest zimniej. Lody lotne pozostają zamrożone, a gaz ma tendencję do utrzymywania się, co zostawia znacznie więcej materiału budującego planety. Proces powstawania planet przebiega mniej więcej w ten sam sposób w znacznie większej skali, w wyniku czego powstają planety z większymi jądrami stałymi, które następnie wciągają otaczający je gaz, tworząc głębokie, bogate w wodór atmosfery. Na zewnętrznych krawędziach strefy tworzącej planety materia jest zbyt rzadko rozłożona, aby utworzyć duże planety, w wyniku czego powstaje Pas Kuipera światów lodowych karłów.

Teoria Safronowa utrzymuje się w mocy od ponad czterech dekad. Potwierdzona przez odkrycie dysków protoplanetarnych wokół wielu innych gwiazd, jest powszechnie uznawana za dokładną, jeśli chodzi o szerszą perspektywę. Jednak niektórzy astronomowie zaczęli ostatnio podejrzewać, że nie jest to cała historia. W szczególności istnieją wątpliwości co do modelu Safronowa dotyczącego zderzenia dwóch ciał, a także jest coraz więcej dowodów na to, że wiele obiektów w Układzie Słonecznym nie zostało poddanych całkowitemu stopieniu, jakiego wymagają powtarzające się zderzenia planetozymalne w modelu Safronowa. Równie ważne jest to, iż naukowcy zdali sobie sprawę, że istnieje luka w łańcuchu wzrostu. W małej skali drobne statyczne ładunki elektryczne na ziarnach pyłu przyciągałyby się nawzajem, natomiast wzajemne przyciąganie grawitacyjne przyciągałoby do siebie duże obiekty. Ale jak przedmioty wielkości głazów trzymają się razem, w miarę jak się rozrastają i przechodzą z jednego etapu do drugiego? Rozwiązaniem tych problemów może być niezwykła nowa teoria zwana akrecją kamyków (patrz ramka obok), która dotyczy jednoczesnego połączenia dużej liczby małych obiektów.

AKRECJA KAMYKÓW

Niedawno eksperci od formowania planet opracowali nową teorię, która wyjaśnia kilka niezwykłych tajemnic dotyczących tworzenia planet: nie tylko to, w jaki sposób przyrastające ciała przekroczyły próg wielkości z małej do dużej skali, ale także jak gazowe olbrzymy wytworzyły swoje rdzenie wystarczająco szybko, aby zatrzymać gwałtownie znikający gaz, oraz dlaczego planety skaliste zdają się formować w niezwykle różnych czasach. Akrecja kamyków sugeruje, że wczesny Układ Słoneczny szybko wykształcił ogromne prądy małych, stałych fragmentów, które zostały spowolnione i skorygowane poprzez ich ruch przez otaczający gaz. W ciągu zaledwie kilku milionów lat od powstania Słońca, prądy te rozrosły się na tyle duże, że stały się grawitacyjnie niestabilne, zapadając się, by w ciągu kilku miesięcy lub lat uformować planetozymale wielkości Plutona. Następnie przyciąganie grawitacyjne tych światów nagle wciągnęło pozostałe kamyki z ich otoczenia, pozostawiając być może kilkadziesiąt światów wielkości Marsa. Olbrzymie planety były więc w stanie zacząć zbierać swoje powłoki z gazem i lodem w fazie początkowej, podczas gdy Mars był w pełni rozwinięty. Tylko większe planety skaliste, Ziemia i Wenus, wymagały ostatniej fazy zderzeń w stylu Safronowa, aby w ciągu około stu milionów lat osiągnąć swoje obecne rozmiary.