Tytuł oryginału

FROM HERE TO INFINITY

The Royal Observatory Guide to Astronomy

Copyright in the text of the work © by John and Mary Gribbin, 2008

All rights reserved

Projekt okładki

Prószyński Media

Zdjęcia

NASA

Redaktor prowadzący

Adrian Markowski

Redakcja

Anna Kaniewska

Korekta

Anna Kaniewska

Jolanta Tyczyńska

ISBN 978-83-7961-976-4

Warszawa 2012

Wydawca

Prószyński Media Sp. z o.o.

02-697 Warszawa, ul. Rzymowskiego 28

www.proszynski.pl

Dla Ellie, która lubiła zadawać pytania

Wprowadzenie

Krótka historia astronomii

Skąd się wzięliśmy? Jak skończy się Wszechświat? Czy odkryjemy inne cywilizacje? Próby dotarcia do odpowiedzi na takie pytania czynią nas w znacznym stopniu ludźmi, trudno bowiem wyobrazić sobie, by goryle, nasi bliscy kuzyni, zastanawiały się nad początkami Wszechświata. Dawniej poszukiwaniami odpowiedzi na te ważkie pytania zajmowała się religia bądź filozofia, dziś jednak stały się one domeną astronomów. Co więcej, udało się nam dotrzeć do pewnych wniosków – nie są one ostateczne ani doskonałe, ale i tak dokładnością odkryć zachwycilibyśmy każdego uczonego minionych wieków. Otaczający nas Wszechświat wyłonił się 13,7 miliarda lat temu z kuli ognia w wyniku zdarzenia nazywanego dziś Wielkim Wybuchem. Słońce jest jedną z setek miliardów gwiazd „wyspy” zwanej galaktyką, galaktyka zaś jedną z setek miliardów takich formacji w rozszerzającym się Wszechświecie. Ziemia to jedna z kilku planet okrążających znacznie większe od nich Słońce. Wszystkie znane nam pierwiastki chemiczne z wyjątkiem wodoru i helu powstały wewnątrz gwiazd, skąd po przetworzeniu wydostały się na zewnątrz, by dać początek, między innymi, nowym pokoleniom gwiazd, planet i przynajmniej na jednej z nich gatunkowi ludzkiemu. Można zatem powiedzieć, że zrodziliśmy się z pyłu międzygwiazdowego. Nasz Układ Słoneczny nie jest wyjątkowy – w obrębie Galaktyki znaleźliśmy wiele innych systemów planetarnych, dlatego rozsądek nakazuje zakładać, że życie rozwinęło się także w innych częściach Wszechświata. Koniec nastąpi za setki miliardów lat, gdy ostatnie gwiazdy z uciekających od siebie coraz szybciej galaktyk – bo Wszechświat rozszerza się z coraz większą prędkością – dopalą się i zgasną. Jednak nim to nastąpi, przyjdzie nam zbadać jeszcze niejedną tajemnicę kosmosu.

Rysunek 1. Galaktyka Trójkąta (M33). To najbardziej szczegółowe zdjęcie całej galaktyki, jakie kiedykolwiek wykonano w nadfiolecie. Czas naświetlania wynosił 11 godzin. Olbrzymi region gwiazdotwórczy NGC 604 uwidocznił się na zdjęciu w postaci jasnego punktu na lewo w dół od jądra galaktyki. NGC 604, obszar o promieniu 1500 lat świetlnych (czyli 40 razy większym od Wielkiej Mgławicy w Orionie), jest największym „gwiezdnym żłobkiem” w Grupie Lokalnej. Choć M33 nie zalicza się do największych galaktyk, ma znacznie wyższe tempo formowania się gwiazd niż Droga Mleczna czy Galaktyka Andromedy.

Dzisiejsza astronomia jest jedną z najbardziej ekscytujących dziedzin nauki. Astronomowie badają wybuchające gwiazdy i czarne dziury, kierują w nocne niebo teleskopy, by cofnąć się w czasie i odkryć tajemnice narodzin Wszechświata, Wielkiego Wybuchu. Szukają też planet okrążających gwiazdy – znamy już setki takich układów i należy się spodziewać, że wkrótce odnajdziemy taką, która będzie przypominać Ziemię, nasz dom. Praca astronoma polega na rutynowym, czasami nużącym wprowadzaniu do komputerów danych zbieranych przez rozmieszczone na całym globie obserwatoria i przysyłanych do nas z teleskopów kosmicznych, ale nie brak w niej też wspaniałych i ekscytujących przygód, bo jak inaczej nazwać wyprawy w najdalsze rejony świata do ośrodków takich jak chilijskie obserwatorium (rys. 2) czy ośrodek badawczy na Hawajach oraz wyjazdy na konferencje, na których omawia się najnowsze odkrycia z dziedziny astronomii? Z jednej strony w niczym nie przypomina to początków rozwoju tej dziedziny wiedzy, z drugiej żadne z dzisiejszych odkryć nie może równać się podniosłością z pierwszymi obserwacjami nocnego nieba dokonanymi za pomocą teleskopu.

Rysunek 2. Zdjęcie lotnicze Obserwatorium Paranal w Chile wchodzącego w skład Europejskiego Obserwatorium Południowego. Na pierwszym planie widoczny jest podczerwony teleskop badawczy VISTA, na drugim – Bardzo Duży Teleskop.

Narodziny astronomii

Pierwsze naukowe badanie nieba przeprowadzono nieco ponad czterysta lat temu – w 1609 roku włoski uczony Galileo Galilei (1564–1642, rys. 3) skierował ku gwiazdom teleskop. Nie był pierwszym, który podjął takie działanie, ale przypuszczalnie nikt przed nim nie docenił znaczenia tego, co dostrzegł. Przede wszystkim zaś miał odwagę podzielić się wnioskami ze światem – w marcu 1610 roku opublikował je w książce Sidereus Nuncius (Gwiezdny posłaniec). O tym, jak wielkie wrażenie wywarła na świecie praca Galileusza, świadczy najlepiej fakt, że zaledwie w pięć lat po jej ukazaniu się przetłumaczono ją na chiński i wydano na drugim końcu świata. Obserwacje Galileusza położyły kres teorii, jakoby Ziemia stanowiła centrum Wszechświata okrążane przez Księżyc, Słońce i pozostałe, nieskażone niedoskonałością ciała niebieskie oraz sferę gwiazd stałych. Teoria, że to Ziemia obiega Słońce, nie była nowa – przeszło sto lat wcześniej takie wyjaśnienie zachowania ruchu planet zaproponował Mikołaj Kopernik (1473–1543) – ale dopiero obserwacje poczynione przez Galileusza przekonały do niej ówczesnych uczonych.

Rysunek 3. Galileusz na portrecie pędzla Justusa Sustermansa, około 1639 roku.

Dzięki obserwacjom prowadzonym za pomocą swojego pierwszego teleskopu (rys. 4) Galileusz obalił teorię o doskonałości wszystkich ciał niebieskich – dostrzegł na powierzchni Księżyca kratery i łańcuchy górskie. Dzisiaj taki argument po prostu śmieszy, ale czterysta lat temu stanowił on bardzo istotne odkrycie. Obserwacje obalające mit doskonałości Księżyca podały jednocześnie w wątpliwość całą teorię głoszącą, że niebiosa pozostają boską domeną, wykraczającą poza ludzkie możliwości poznania. Galileusz zbadał także i opisał zmieniające się fazy Wenus, podobne do faz Księżyca. Na tej podstawie doszedł do wniosku, że planeta musi obiegać Słońce, tak jak Księżyc obiega Ziemię[1]. Ponadto teleskop pozwolił mu odkryć cztery duże księżyce Jowisza (rys. 5), które uznał za miniaturowy obraz planet okrążających Słońce, w tym także Ziemi.

Rysunek 4. Teleskop Galileusza, 1609–1610.

Rysunek 5. Rysunki Galileusza przedstawiające ruch księżyców Jowisza w weneckim wydaniu Sidereus Nuncius (1610).

Prace Kopernika i Galileusza usunęły z ludzkiej wyobraźni koncepcję geocentrycznego wszechświata. Był to początek długiej drogi odkryć, którą podążamy po dziś dzień, dowodzącej, że nasza obecność w kosmosie nie jest niczym szczególnym. Gdy w XVII wieku odkryto sposób mierzenia odległości w przestrzeni kosmicznej, bardzo szybko okazało się, że Ziemia nie jest ani największą planetą Układu Słonecznego, ani najważniejszą – w zasadzie nie wyróżnia jej nic poza faktem, że jest naszym domem. Późniejsze badania wykazały, że nawet Słońce nie stanowi we Wszechświecie żadnego ewenementu. Teleskopy Galileusza (bo było ich kilka) pozwoliły uczonemu stwierdzić, że jaśniejsze pasmo obserwowane na nocnym niebie od czasów starożytnych, tak zwana Droga Mleczna, jest zbiorowiskiem miriadów gwiazd. Natomiast siedemnastowieczni astronomowie odkryli, że gwiazdy to ciała przypominające budową nasze Słońce, tyle że znajdujące się w takich odległościach, iż obserwowane z Ziemi nie są większe od świecącej kropki. Uznali zatem rozsądnie, że skoro gwiazdy są słońcami, to i Słońce jest jedynie zwyczajną gwiazdą.

Poza granicami Układu Słonecznego

Szkot James Gregory (1638–1675) i angielski uczony Izaak Newton (1643–1727) starali się oszacować odległości dzielące Ziemię od gwiazd, porównując ich jasność z jasnością Słońca. Odkryli, że najbliższe nas gwiazdy znajdują się w odległości przekraczającej setki tysięcy razy odległość między Ziemią a Słońcem – ludzie ponownie musieli pogodzić się z brakiem większego znaczenia naszego gatunku w obliczu Wszechświata. Z kolei w 1750 roku inny angielski uczony Thomas Wright (1711–1786) opublikował dzieło zatytułowane An Original Theory or New Hypothesis of the Universe (Niezwykła teoria, czyli nowa hipoteza dotycząca wszechświata), w którym wyjaśniał, dlaczego Drogę Mleczną widzimy na niebie właśnie w taki sposób. Według Wrighta Słońce i wszystkie obserwowane przez nas gwiazdy miały być częścią płaskiego zbioru uformowanego w dysk, który przyrównywał do koła młyńskiego (rys. 6). Ponadto uczony zasugerował, że Słońce znajduje się bliżej krawędzi tego dysku, w miejscu bynajmniej nie wyjątkowym. Idee te zainspirowały niemieckiego filozofa Immanuela Kanta, który w 1755 roku opublikował swoje rozważania w dziele Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (Ogólna teoria naturalna i teoria niebios), ale dopiero w XX wieku ludzie zaczęli konstruować teleskopy o mocy umożliwiającej przekształcenie hipotezy Wrighta w pełnoprawną teorię naukową.

Rysunek 6. Wizja niebios Thomasa Wrighta. Mezzotinta (tablica XXXII) z jego An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, Founded upon the Laws of Nature (1750).

Tak toczą się dzieje większości odkryć naukowych. Bez możliwości sprawdzenia poprawności pomysłu on sam – choćby nie wiem jak dobry – nie znaczy wiele. Ponieważ zaś badania nad istotą Wszechświata prowadzimy od bardzo dawna, wykorzystaliśmy już wszystkie proste metody potwierdzania słuszności hipotez naukowych. Sprawdzanie poprawności rodzących się dziś idei to trudny i skomplikowany proces. Rozwój nauki jest nierozerwalnie związany z rozwojem technologicznym – nauka daje podstawę do tworzenia nowych technologii, one zaś pomagają naukowcom weryfikować kolejne hipotezy, czego najlepszym przykładem jest właśnie budowa i wykorzystanie teleskopu. Przed nastaniem XX wieku określenie odległości między gwiazdami stanowiło nie lada wyzwanie. Pierwsze próby podejmowano przy użyciu tych samych metod, które pozwalały badaczom mierzyć znaczne odległości na Ziemi (rys. 8). Dysponując linią bazową o ściśle wyznaczonej długości, można zmierzyć odległość dzielącą punkt pomiaru od dowolnie wybranego punktu na powierzchni Ziemi bez konieczności przebywania tej drogi. W tym celu wystarczy zmierzyć za pomocą teodolitu (niewielkiego teleskopu) kąty, pod jakimi widać wybrany punkt z każdego końca linii bazowej. Odległość wyznacza się, korzystając z zasad geometrii opisujących zależności długości boków i kątów w trójkącie[2]. Odległość dzielącą Ziemię od Księżyca można określić na podstawie danych zebranych w jednej chwili przez dwa obserwatoria znajdujące się na przeciwległych brzegach Oceanu Atlantyckiego, o ile zna się odległość dzielącą te ośrodki (wymaga to zastosowania innych technik pomiarowych, których nie będziemy tu omawiać). W ten sposób w 1671 roku udało się określić odległość między Ziemią a Marsem – dokonali tego Giovanni Cassini i Jean Richer z Obserwatorium Paryskiego. Ich praca przyniosła też pierwszy dokładny pomiar odległości dzielącej nas od Słońca.

Planety poruszają się wokół Słońca w dobrze znany nam sposób, opisany już na początku XVII wieku przez Johannesa Keplera. W latach osiemdziesiątych XVII wieku Izaak Newton przedstawił prawo powszechnego ciążenia wyjaśniające zależności, które wynikają z praw Keplera (rys. 7). Jak się okazało, konsekwencją poznania odległości dzielących Ziemię od innych planet jest określenie odległości między naszą planetą a Słońcem. Dzisiaj odległość do Marsa czy Wenus wyznaczamy za pomocą radaru, z równą dokładnością możemy więc obliczyć dystans dzielący nas od Słońca – szacuje się go na 149 597 870 kilometrów. Wartość tę przyjęło się określać mianem jednostki astronomicznej. Średnica orbity Ziemi jest oczywiście dwukrotnie większa. Wielkość ta – dwie jednostki astronomiczne – doskonale nadaje się na linię bazową, którą można wykorzystać w triangulacji, by wyznaczyć odległości do najbliższych nam gwiazd. Linia bazowa musi być w tym przypadku odpowiednio długa, ponieważ nawet „bliskie” gwiazdy leżą niezmiernie daleko.

Rysunek 7. Tor, po jakim Ziemia porusza się wokół Słońca. Gdy w czasie wędrówki po orbicie eliptycznej Ziemia znajduje się bliżej Słońca, porusza się z większą prędkością niż w czasie, w którym obiega Słońce po bardziej oddalonej od niego ścieżce. Sprawia to, że w takich samych przedziałach czasu Ziemia wyznacza wewnątrz elipsy obszary o równych polach.

Astronomowie nazywają tę technikę wyznaczaniem paralaksy (rys. 8). Triangulacja polega w tym przypadku na zaobserwowaniu, w jaki sposób bliski nam obiekt przemieszcza się pozornie na tle odległych gwiazd w wyniku przemieszczenia obserwatora – tu spowodowanego przesunięciem Ziemi na orbicie. Podobny efekt możesz zaobserwować, oglądając tylko jednym okiem palec wyciągniętej przed siebie dłoni – spoglądając na niego raz jednym, raz drugim okiem, będziesz mieć wrażenie, jakby palec przesuwał się na tle innych nieruchomych przedmiotów. Niestety metoda ta sprawdza się wyłącznie dla najbliższych gwiazd, ponieważ gdy odległość między obserwatorem a obiektem staje się zbyt duża, paralaksa jest praktycznie niezauważalna. Nawet w przypadku najbliższych gwiazd pozorne przesunięcie kątowe wynikające z prowadzenia obserwacji z dwóch przeciwległych punktów orbity wynosi zaledwie kilka dziesiątych sekundy kątowej. Dla porównania warto wiedzieć, że Księżyc w pełni zajmuje na niebie obszar odpowiadający 30 minutom kąta. Kąty mierzone dla gwiazd odpowiadają około jednej sześćdziesiątej procent kątowej średnicy Księżyca. Mimo to już w XIX wieku astronomom udało się zmierzyć za pomocą paralaksy dystans między Ziemią a kilkoma bliższymi gwiazdami, z czasem zaś, gdy wynaleziono nowe techniki fotograficzne i skonstruowano lepsze teleskopy, udało się jeszcze powiększyć ten zbiór.

Rysunek 8. Triangulacja. Po wyznaczeniu położenia Księżyca na tle gwiazd z dwóch znacznie odległych od siebie punktów na Ziemi można obliczyć jego odległość od naszej planety.

Odległości dzielące nas od innych gwiazd są tak wielkie, że nawet jednostka astronomiczna jest zbyt mała, by móc wygodnie nią operować, dlatego też wprowadzono inne, większe jednostki. Światło poruszające się z prędkością 299 792 kilometrów na sekundę pokonuje w ciągu roku drogę 9,46 biliona (miliona milionów) kilometrów. Odległość tę nazwano rokiem świetlnym. Najbliższa Słońca gwiazda, Alfa Centauri, znajduje się w odległości 4,29 roku świetlnego od nas, co oznacza, że jej światło potrzebuje 4,29 roku na dotarcie do Ziemi. Nawet światło Słońca nie trafia do nas natychmiast – zajmuje mu to 8,3 minuty, zatem jednostka astronomiczna jest równa 8,3 minuty świetlnej. Trzeba przy tym zauważyć, że lata i minuty świetlne to jednostki odległości, a nie czasu. Badania prowadzone za pomocą satelitów pozwoliły określić, jak daleko od nas znajdują się setki stosunkowo bliskich gwiazd, dzięki czemu astronomowie mogą szukać zależności między pewnymi ich cechami, na przykład kolorem i temperaturą. Dysponując taką wiedzą, mogą potem starać się oszacować odległość dzielącą nas od dalszych gwiazd. W dużym uproszczeniu polega to na określeniu, jak jasna powinna być gwiazda w danym kolorze, i obliczeniu, jak daleko musi się znajdować, by odcinać się na nocnym niebie z jasnością, z jaką ją obserwujemy.

Na początku XX wieku udało się dokonać znaczącego postępu w dziedzinie astronomii – naukowcy odkryli, że jasność pewnej rodziny gwiazd daje się wyznaczać w sposób bardziej bezpośredni, dzięki czemu określanie ich odległości od Układu Słonecznego jest bardziej precyzyjne. Gwiazdy te nazwano cefeidami. Mają one jedną wspólną cechę – ich jasność zmienia się w sposób ciągły, przez co cefeida ściemnia się i rozjaśnia. Zmiany te powtarzają się w określonym rytmie, który można by porównać do bicia serca gwiazdy. Odkryto, że „rytm” ten jest ściśle związany ze średnią jasnością absolutną cefeidy. Jaśniejsze przechodzą dłuższy okres zmian niż ciemniejsze („serca” jaśniejszych biją wolniej od serc ciemniejszych gwiazd), zatem by wyznaczyć jasność gwiazdy z tej rodziny, wystarczy zmierzyć okres owych pulsacji. Otrzymany wynik porównuje się z danymi dotyczącymi jasności pochodzącymi z obserwacji i w ten sposób określa się, jak daleko musi znajdować się ta gwiazda od Ziemi, by była tak słabo widoczna. Wiele gwiazd występuje w gromadach, jeśli więc w gromadzie trafi się cefeida, astronomowie mogą od razu wyznaczyć odległość dzielącą nas od całej gromady. Jak widzisz, choć określanie odległości w kosmosie nie należy do prostych zadań, astronomowie tak czy inaczej potrafią sobie z tym poradzić, osiągając przy tym bardzo dokładne wyniki, dzięki czemu mogą sporządzać mapy widocznego nieba. Poza tym znaleźli sposób pozwalający im określać skład chemiczny gwiazd – pomaga im w tym jedna z najważniejszych technik całej astronomii: spektroskopia.

Tajniki spektroskopii

Widmo, czyli układ barwnych pasm w kolorach tęczy, powstaje po przejściu światła białego przez pryzmat. Kolejność barw zależy od odpowiadających im długości fal. Począwszy od fal o najkrótszych długościach, otrzymujemy zatem kolory: czerwony, pomarańczowy, zielony, niebieski, indygo i fioletowy. Ideę zjawiska rozszczepiania światła białego na poszczególne barwy zbadał i wyjaśnił już Izaak Newton, ale astronomowie poznali zalety spektroskopii dopiero dwieście lat później, w połowie XIX wieku. Mikroskopowe badania wzoru powstałego w wyniku rozszczepienia światła słonecznego pozwoliły odkryć, że tęcza w rzeczywistości jest poprzecinana setkami ciemnych linii, których położenie odpowiadało falom o konkretnych długościach. Podobne wzory odkryli w świetle pochodzącym z innych gwiazd. Dziś porównalibyśmy je zapewne do kodów kreskowych, jakie umieszcza się na towarach oferowanych w sklepach. Jest to zresztą bardzo trafiona analogia, ponieważ na wzór kodów kreskowych linie widmowe informują nas, czego należy się spodziewać wewnątrz gwiazdy.

Rysunek 9. Wpływ atmosfery ziemskiej na promieniowanie elektromagnetyczne zależy od długości fal promieniowania. Do powierzchni Ziemi bez zakłóceń docierają jedynie fale radiowe i promienie światła widzialnego.

Kluczowego dla rozwoju spektroskopii odkrycia dokonał niemiecki uczony Robert Bunsen (1811–1899), którego nazwisko na zawsze będzie już kojarzone z palnikiem stosowanym w chemii. Bunsen zauważył, że każdemu pierwiastkowi chemicznemu odpowiada układ linii właściwych tylko dla niego. Linie te są wyraźnie widoczne w świetle emitowanym przez rozgrzany obiekt. Gdy tak uzyskane światło białe przejdzie przez schłodzony gaz, nim rozszczepimy je na barwy składowe, w jego widmie pojawią się ciemne paski. Prążki te widoczne są także w widmie światła słonecznego, ponieważ zanim dotrze ono do powierzchni Słońca, musi przejść przez gaz tworzący jego atmosferę, którego temperatura jest znacznie niższa od temperatury wnętrza naszej gwiazdy. Atmosfera pochłania energię pochodzącą ze środka Słońca, przez co w widmie pojawiają się ciemne linie. Obserwuje się różne układy prążków – jedne informują nas, że w atmosferze naszej gwiazdy znajduje się wodór, inne pozwalają stwierdzić w niej pewną zawartość żelaza. Na podstawie ich intensywności można określić ilość danego pierwiastka w stosunku do pozostałych.

Odkrycie Bunsena miało tak wielkie znaczenie dla nauki przede wszystkim dlatego, że można było znaleźć dla niego praktyczne zastosowanie bez konieczności wyjaśniania istoty samego zjawiska. W tamtych czasach nikt nie potrafił wyjaśnić powstawania tych wzorów – odpowiedź przyszła dopiero w XX wieku wraz z pojawieniem się teorii kwantowych. Jednak już w czasach Bunsena można było badać w laboratoriach światło emitowane przez różne pierwiastki chemiczne i porównywać uzyskiwane w ten sposób układy prążków widmowych z tymi, które obserwowano w świetle słonecznym (oraz widmach innych gwiazd). Z punktu widzenia astronomów taka wiedza była w zupełności wystarczająca[3].

Jednym z największych osiągnięć wczesnej spektroskopii było odkrycie poczynione przez Normana Lockyera (1836–1920). W 1868 roku zidentyfikował on w widmie światła słonecznego układ linii nieodpowiadający żadnemu z dawanych przez znane na Ziemi pierwiastki chemiczne. Lockyer uznał, że to dowód na istnienie na Słońcu substancji niewykrytej dotychczas na Ziemi. Nadał jej nazwę hel, nawiązując do greckiej nazwy Słońca, helios. W 1895 roku William Ramsay zdołał wyodrębnić hel na Ziemi, a dwa lata po tym wydarzeniu Lockyer został nagrodzony za swoje odkrycie tytułem szlacheckim.

Spektakularny rozwój spektroskopii stał się możliwy dzięki osiągnięciom, które poczyniono w XIX wieku w innej, raczkującej dopiero dziedzinie techniki – fotografii. Możliwość fotografowania gwiazd oraz innych obiektów niebieskich pozwalała astronomom uwieczniać interesujące ich zjawiska i badać je później w spokoju przez dowolnie długi czas. Okazało się także, że substancje światłoczułe są znacznie bardziej wrażliwe na docierające na Ziemię promieniowanie niż ludzkie oko, dzięki czemu na zdjęciach udawało się uchwycić obiekty, których człowiek – nawet dysponujący teleskopem – nie mógł dostrzec na nocnym niebie. Z kolei rozwój spektrofotografii pozwolił astronomom wykonywać fotografie linii widmowych obserwowanych obiektów. Badania przeniosły się do laboratoriów, gdzie naukowcy w spokoju i komfortowych warunkach mogli wymieniać się uwagami, prowadzić dyskusje i wyciągać wnioski. Czasy, gdy astronomowie wypatrywali oczy, by w słabym świetle spektroskopu umieszczonego przy teleskopie określać położenie prążków widmowych, odeszły w zapomnienie.

To jednak nie koniec zalet spektroskopii jako metody badawczej. Okazało się, że pozwala nam ona określić, jak szybko poruszają się gwiazdy. Gdy gwiazda przemieszcza się w kierunku obserwatora, emitowane przez nią światło zostaje ściśnięte tak, że wydaje się, iż ma mniejszą długość niż w rzeczywistości. W efekcie wzór linii widmowych takiej gwiazdy przesuwa się ku długości fal niebieskich (w zasadzie należałoby mówić o przesunięciu ku fioletowi w widmie, ale historycznie przyjęło się określać zakres fal krótkich mianem niebieskiego końca widma). Gdy gwiazda oddala się od obserwatora, emitowane przez nią fale rozciągają się, przez co wydaje się, że mają długość większą niż w rzeczywistości. Układ linii przesuwa się w stronę czerwieni. Przesunięcie ku czerwieni (ang. redshift) i ku niebieskiemu (ang. blueshift) to tak zwane przesunięcia dopplerowskie czy też efekt Dopplera. Zjawisko to nazwano tak na cześć jego odkrywcy, niemieckiego badacza Christiana Dopplera (1803–1853), który w połowie XIX wieku zajmował się analogicznym tematem w odniesieniu do fal dźwiękowych. Przesunięcia linii widmowych odpowiadają znanemu z codziennego życia zjawisku podwyższenia sygnału alarmowego karetki jadącej w naszym kierunku i obniżenia go w przypadku, gdy samochód oddala się od nas.

Pod koniec lat dwudziestych XX wieku astronomowie potrafili mierzyć odległości dzielące Układ Słoneczny od innych gwiazd, wykorzystując w tym celu wspomniane wcześniej właściwości cefeid i inne metody. Spektroskopia pozwoliła im określić skład gwiazd, a zjawisko Dopplera umożliwiło obliczenie prędkości, z jakimi poruszają się ciała we Wszechświecie. Zdawało się, że określenie rozmiarów Wszechświata znalazło się na wyciągnięcie ręki. Ciągły rozwój technologii sprawił, że wkrótce na szczytach górskich zaczęły się pojawiać obserwatoria wyposażone w naprawdę potężne teleskopy, które w połączeniu z nieustannie prącą naprzód fotografią pozwalały uwieczniać na kliszy nawet niewielkie ciała niebieskie i badać dokładnie ich widma. Jednak za początek współczesnej astronomii należy niewątpliwie uznać moment, w którym wszystkie metody badawcze zostały wreszcie powiązane z odkryciami fizyki atomowej i cząsteczkowej – lata dwudzieste XX wieku, czyli narodziny fizyki kwantowej. Wtedy dopiero pojawiły się teorie opisujące życie i ewolucję gwiazdy oraz wyjaśniające mechanizm tworzenia się pierwiastków chemicznych. Wszystko inne – satelity zbierające dane na temat Ziemi i kosmosu, które poruszają się w niedostępnych dla nas warstwach atmosfery, teleskopy radiowe, komputery i technika cyfrowej wizualizacji – co powstało w ciągu niecałego stulecia, w czasie krótszym niż średnia ludzkiego życia, zdołaliśmy zbudować na podstawie tamtych odkryć. Nie będziemy starali się opisać szczegółów procesu zdobywania wiedzy na temat Wszechświata, postaramy się raczej przedstawić dotychczasowe osiągnięcia astronomii. Samo to wystarczyłoby zresztą na materiał kilku książek, astronomowie bowiem potrafią dziś opisać proces formowania się kosmosu od chwili zwanej Wielkim Wybuchem, datowanej na 13,7 miliarda lat wstecz. Umieją wyjaśnić procesy formowania gwiazd, tworzenia się planet i powstania życia na Ziemi, potrafią przewidzieć przyszłość Słońca i innych obiektów niebieskich, a na podstawie pewnych założeń mogą z zadowalającym przybliżeniem starać się określić przyszłość Wszechświata.

Wydaje się jednak, że podróż, w którą chcemy się wybrać, warto rozpocząć jak najbliżej domu – tu i teraz na Ziemi. Stąd w dogodnym momencie wyruszymy na podbój Wszechświata.

1 Obserwacje ruchu Wenus przyczyniły się w znacznym stopniu do określenia, co właściwie sprawia, że dana teoria może zostać uznana za naukową. Sam pomysł przedstawiający wyjaśnienie zaobserwowanych wcześniej zjawisk – na przykład zaproponowane przez Kopernika rozwiązanie, że planety poruszają się wokół Słońca – jest zaledwie hipotezą. Dopiero po dokonaniu na jej podstawie pewnych założeń i sprawdzeniu ich prawdziwości przez obserwacje hipoteza staje się teorią. Jeden z dawnych uczniów Galileusza, Benedetto Castelli (1578–1643), uświadomił sobie, że jeśli Wenus rzeczywiście porusza się wokół Słońca, to powinno udać się zaobserwować jej fazy, o czym napisał w liście do swojego nauczyciela. Galileusz zdołał potwierdzić opisane przez Castellego przypuszczenia dzięki prowadzonym obserwacjom, co więcej, wyniki badań zgodziły się dokładnie z zaproponowanymi przez Castellego wnioskami. Z tą chwilą hipoteza dotycząca ruchu planet wokół Słońca stała się teorią naukową.

2 Z twierdzenia Pitagorasa mówiącego, że suma kwadratów przyprostokątnych jest równa kwadratowi przeciwprostokątnej, oraz z twierdzenia dotyczącego sumy kątów w trójkącie (równej zawsze 180°).

3 Zob. też: J. i M. Gribbin, Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection, Allen Lane, Londyn 2000.

Rozdział pierwszy

Ziemia

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział drugi

Księżyc

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział trzeci

Słońce

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział czwarty

Planety wewnętrzne

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział piąty

Planety zewnętrzne

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział szósty

Gwiazdy

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział siódmy

Droga Mleczna i inne galaktyki

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział ósmy

Kosmologia

Dostępne w pełnej wersji

Rozdział dziewiąty

Życie i Wszechświat

Dostępne w pełnej wersji

Słowniczek

Dostępne w pełnej wersji

Polecane książki

Dostępne w pełnej wersji

Podziękowania

Dostępne w pełnej wersji

Źródła ilustracji

Dostępne w pełnej wersji

Spis treści

Wprowadzenie. Krótka historia astronomii

Narodziny astronomii

Poza granicami Układu Słonecznego

Tajniki spektroskopii

Rozdział pierwszy. Ziemia

Rozdział drugi. Księżyc

Rozdział trzeci. Słońce

Rozdział czwarty. Planety wewnętrzne

Rozdział piąty. Planety zewnętrzne

Rozdział szósty. Gwiazdy

Rozdział siódmy. Droga Mleczna i inne galaktyki

Rozdział ósmy. Kosmologia

Rozdział dziewiąty. Życie i Wszechświat

Słowniczek

Polecane książki

Podziękowania

Źródła ilustracji