Astronomia dla bystrzaków - Stephen P. Maran

Tytuł oryginału: Astronomy For Dummies®, 2nd EditionTłumaczenie: Sławomir KupiszISBN: 978-83-246-7651-4

For Dummies® trademark is the exclusive property of Wiley and is used under license.Original English language edition Copyright © 2005 by Wiley Publishing, Inc.All rights reserved including the right of reproduction in whole or in part in any form.This translation published by arrangement with Wiley Publishing, Inc.

Oryginalne angielskie wydanie © 2005 by Wiley Publishing, Inc. Wszelkie prawa, włączając prawodo reprodukcji całości lub części w jakiejkolwiek formie, zarezerwowane. Tłumaczenie opublikowanena mocy porozumienia z Wiley Publishing, Inc.

Wiley, the Wiley Publishing Logo, For Dummies, the Dummies Man and related trade dress are trademarks of John Wileyand Sons, Inc. and/or its affiliates in the United States and/or other countries. Used under license.

Wiley, the Wiley Publishing Logo, For Dummies, the Dummies Man i związana z tym szata graficznasą markami handlowymi John Wiley and Sons, Inc. i/lub firm stowarzyszonych w Stanach Zjednoczonychi/lub innych krajach. Wykorzystywane na podstawie licencji.

Translation copyright © 2010 by Wydawnictwo Helion.

Polish language edition published by Wydawnictwo Helion.Copyright © 2010.

All rights reserved. No part of this book may be reproduced or transmitted in any form or by any means, electronicor mechanical, including photocopying, recording or by any information storage retrieval system, without permissionfrom the Publisher.

Wszelkie prawa zastrzeżone. Nieautoryzowane rozpowszechnianie całości lub fragmentu niniejszej publikacjiw jakiejkolwiek postaci jest zabronione. Wykonywanie kopii metodą kserograficzną, fotograficzną, a także kopiowanieksiążki na nośniku filmowym, magnetycznym lub innym powoduje naruszenie praw autorskich niniejszej publikacji.

Autor oraz Wydawnictwo HELION dołożyli wszelkich starań, by zawarte w tej książce informacje były kompletnei rzetelne. Nie biorą jednak żadnej odpowiedzialności ani za ich wykorzystanie, ani za związane z tym ewentualne naruszenie prawpatentowych lub autorskich. Autor oraz Wydawnictwo HELION nie ponoszą również żadnej odpowiedzialności za ewentualneszkody wynikłe z wykorzystania informacji zawartych w książce.

Drogi Czytelniku!Jeżeli chcesz ocenić tę książkę, zajrzyj pod adreshttp://dlabystrzakow.pl/user/opinie?astron_ebookMożesz tam wpisać swoje uwagi, spostrzeżenia, recenzję.

Wydawnictwo HELIONul. Kościuszki 1c, 44-100 Gliwicetel. 32 231 22 19, 32 230 98 63e-mail: [email protected]: http://dlabystrzakow.pl

Printed in Poland.

• Poleć książkę na Facebook.com

• Kup w wersji papierowej

• Oceń książkę

• Księgarnia internetowa

• Lubię to! » Nasza społeczność

http://ebookpoint.pl/rf/ASTRON

http://ebookpoint.pl/rt/ASTRON

http://ebookpoint.pl/ro/ASTRON

http://ebookpoint.pl

http://ebookpoint.pl/r/S2YVH

http://dlabystrzakow.pl/user/opinie?astron_ebook

mailto:[email protected]

http://dlabystrzakow.pl

Moim najdroższym: Sally, Michaelowi, Enidowi i Elissie

Spis treściO autorze ................................................................................................................................. 13

Podziękowania od autora ........................................................................................................ 15

Wstęp ...................................................................................................................................... 17O książce .....................................................................................................................................................18Konwencje zastosowane w książce ..................................................................................................................18Czego nie czytać ...........................................................................................................................................18Naiwne założenia ..........................................................................................................................................18Jak podzielona jest książka .............................................................................................................................19

Część I: Ogarnąć wszechświat ...................................................................................................................19Część II: Wycieczka po Układzie Słonecznym ............................................................................................19Część III: Stare, dobre Słońce i inne gwiazdy .............................................................................................20Część IV: Nasz niezwykły wszechświat ......................................................................................................20Część V: Dekalogi ....................................................................................................................................20Część VI: Dodatki ....................................................................................................................................20

Ikony użyte w książce .....................................................................................................................................21Co dalej .......................................................................................................................................................21

Część I: Ogarnąć wszechświat .......................................23Rozdział 1: Światło: sztuka i nauka astronomii ...................................................................... 25

Astronomia: nauka w oparciu o obserwację .....................................................................................................26Zrozumieć to, co widzimy: język światła .........................................................................................................27

Dziw nad dziwy, czyli planety kontra gwiazdy ............................................................................................28Jeśli zobaczysz Wielką Niedźwiedzicę, uciekaj. Nazwy gwiazd i gwiazdozbiorów ..........................................28Co szpieguję? Katalog Messiera i inne obiekty na niebie .............................................................................34Im mniejsza, tym jaśniejsza, czyli czym jest wielkość gwiazdowa ...................................................................35Spoglądamy na lata (świetlne) ...................................................................................................................36Wciąż w ruchu. Pozycje gwiazd .................................................................................................................37

Grawitacja — siła, z którą lepiej nie igrać .......................................................................................................40Kosmos: wciąż w ruchu .................................................................................................................................41

6 Astronomia dla bystrzaków

Rozdział 2: Dołącz do tysięcy — formy aktywności, źródła i materiały .................................. 43Nie jesteś sam: kluby astronomiczne, strony internetowe i nie tylko ................................................................... 43

Kluby astronomiczne ................................................................................................................................ 44Strony internetowe, czasopisma, oprogramowanie ....................................................................................... 44

Wycieczka do obserwatorium i planetarium ..................................................................................................... 47Kierunek — obserwatorium! ..................................................................................................................... 47Wycieczka do planetarium ........................................................................................................................ 49

Wakacje z gwiazdami: spotkania obserwacyjne, wyprawy na zaćmienia, motele dla astronomów ......................... 49Ruszaj na gwiezdny zlot! ........................................................................................................................... 50Idź na całość — wyprawy na zaćmienie Słońca ........................................................................................... 50Motele astronomiczne ............................................................................................................................... 53

Rozdział 3: Wyruszamy na łowy: sprzęt do obserwacji nieba .................................................. 55Geografia nieba — elementarz ....................................................................................................................... 56

Gdy Ziemia wiruje… ............................................................................................................................... 56…nie trać z oczu Gwiazdy Polarnej ........................................................................................................... 57

Obserwacja okiem nieuzbrojonym .................................................................................................................. 59Sięgamy dalej: lornetka i teleskop ................................................................................................................... 61

Lornetka: przeczesujemy niebo .................................................................................................................. 61Teleskop: gdy liczy się bliskość .................................................................................................................. 63

Zaplanuj swoją podróż po świecie astronomii .................................................................................................. 68

Rozdział 4: Rozpędzeni goście na nocnym niebie: meteory, komety i sztuczne satelity ......... 71Meteory: „spadająca gwiazda” ....................................................................................................................... 71

Wypatrujemy meteorów sporadycznych i bolidów ........................................................................................ 73Oczy utkwione w radiant: deszcz meteorów ................................................................................................ 74

Komety: brudne kule lodu ............................................................................................................................. 77Głowa i warkocz — budowa komety .......................................................................................................... 78Oczekiwanie na „kometę stulecia” ............................................................................................................. 81Polujemy na „grubego zwierza” ................................................................................................................. 82

Sztuczne satelity: miłość i nienawiść ............................................................................................................... 85Wypatrujemy sztucznych satelitów ............................................................................................................. 85„Rozkład jazdy” satelitów — gdzie szukać ................................................................................................. 87

Część II: Wycieczka po Układzie Słonecznym ................. 89Rozdział 5: Ziemia i Księżyc — dobrana para ......................................................................... 91

Ziemia pod astronomicznym mikroskopem ...................................................................................................... 92Jedyna w swoim rodzaju: unikalne cechy naszej Ziemi ................................................................................. 92Strefy wpływu: budowa Ziemi ................................................................................................................... 93

Rzut oka na ziemski czas, pory roku i rachubę lat ............................................................................................ 95Wieczne orbitowanie ................................................................................................................................. 95Pochylamy się nad porami roku ................................................................................................................. 97Ile lat ma Ziemia? .................................................................................................................................... 99

Spis treści 7

Zrozumieć Księżyc .....................................................................................................................................100Wycia nadszedł czas: fazy Księżyca .........................................................................................................100W cieniu: obserwujemy zaćmienia Księżyca ..............................................................................................102Ciężka sprawa — geologia Księżyca ........................................................................................................103Teoria Wielkiego Zderzenia, czyli jak narodził się Księżyc ........................................................................106

Rozdział 6: Merkury, Wenus i Mars — najbliżsi sąsiedzi Ziemi ............................................ 109Gorący, spękany, zryty kraterami: przedstawiamy Merkurego .........................................................................109Sucha, górzysta, ociekająca kwasem — trzymaj się z daleka od Wenus ...........................................................111Czerwony, zimny i jałowy — odkrywamy zagadki Marsa ...............................................................................112

Gdzie jest woda z tamtych lat? ................................................................................................................112Czy na Marsie istniało życie? ..................................................................................................................114

Planetologia porównawcza, czyli Ziemia — miejsce inne niż wszystkie ...........................................................115Obserwacja planet grupy ziemskiej ...............................................................................................................116

Czym jest elongacja, koniunkcja i opozycja ...............................................................................................116Podziwiamy fazy Wenus .........................................................................................................................119Mars zatacza pętlę ..................................................................................................................................121Merkury: bądź lepszy od Kopernika ........................................................................................................123

Rozdział 7: Pas planetoid i obiekty bliskie Ziemi .................................................................. 127Krótki wypad na pas planetoid .....................................................................................................................127Obiekty bliskie Ziemi — czy są groźne? .......................................................................................................129

Gdy nadejdzie ta chwila: przesuwamy asteroidę ........................................................................................130Zawczasu ostrzeżony na czas uzbrojony: badamy obiekty bliskie Ziemi ......................................................131

W poszukiwaniu małych świetlnych punktów ....................................................................................................132Wyznaczamy moment zakrycia planetoidalnego ........................................................................................133I Ty możesz pomóc .................................................................................................................................133

Rozdział 8: Jowisz i Saturn: wielkie kule gazu ...................................................................... 135Ciśnienie rośnie — wyprawa do wnętrza Jowisza i Saturna ............................................................................135Jowisz — niedoszła gwiazda ........................................................................................................................136

Wielka Czerwona Plama .........................................................................................................................137Księżyce galileuszowe .............................................................................................................................138

Główna atrakcja naszego Układu Słonecznego: oczy na Saturna! ...................................................................141Władca pierścieni ...................................................................................................................................142Burza szaleje na Saturnie ........................................................................................................................143Kierunek: Tytan .....................................................................................................................................143

Rozdział 9: Odlot na całego: Uran, Neptun, Pluton i dalej ..................................................... 145Przełamujemy lody w kontaktach z Uranem i Neptunem ...............................................................................145

Cel: Uran! „Przewrócona” planeta i jej charakterystyka ............................................................................146Wbrew naturze: Neptun i jego księżyc ......................................................................................................147

Pluton — „planeta” ekscentryczna ...............................................................................................................147Księżyc wierny swojej planecie .................................................................................................................148Ile planety w planecie? ............................................................................................................................149


Zapnij pasy: wyprawa do pasa Kuipera ........................................................................................................ 149Obserwujemy dalekie planety zewnętrzne ...................................................................................................... 150

Podziwiamy Urana ................................................................................................................................ 150Neptun — prawie jak gwiazda ................................................................................................................ 151Pluton — tylko dla orłów ........................................................................................................................ 152

Część III: Stare, dobre Słońce i inne gwiazdy ............... 153Rozdział 10: Słońce — nasza ziemska gwiazda .................................................................... 155

Słońce — garść faktów ................................................................................................................................ 155Rozmiary i kształt Słońca: wielki bąbel gazu ............................................................................................. 156Budowa Słońca: pomiędzy jądrem a koroną ............................................................................................. 157Aktywność słoneczna — co tam się właściwie dzieje? ................................................................................ 159Wiatr słoneczny kontra ziemska magnetosfera ........................................................................................... 162Słoneczne Biuro Śledcze, czyli tajemnica zaginionych neutrin .................................................................... 163Cztery miliardy i świeci dalej! Przyszłość naszego Słońca .......................................................................... 164

Oślepiające piękno — bezpieczne techniki obserwacji Słońca ......................................................................... 164Metoda projekcyjna ................................................................................................................................ 165Filtry mocowane z przodu — pewne i bezpieczne ..................................................................................... 168

Obserwacja — słoneczna zabawa ................................................................................................................. 169Ale plama! ............................................................................................................................................. 169Zaćmienie Słońca ................................................................................................................................... 171Słońce w Sieci ........................................................................................................................................ 175

Rozdział 11: Wycieczka do gwiazd ........................................................................................ 177Cykle ewolucyjne gwiazd ............................................................................................................................. 177

Młody obiekt gwiazdowy — pierwsze dni życia ........................................................................................ 179Gwiazdy ciągu głównego — długi wiek dojrzały ....................................................................................... 179Czerwone olbrzymy — złote lata ............................................................................................................. 180Pożegnania nadszedł czas — schyłkowy etap cyklu życiowego gwiazdy ...................................................... 181

Barwa, jasność i masa gwiazdy na wykresie ................................................................................................... 185Typy widmowe gwiazd ........................................................................................................................... 185Jasno. Ciemno: klasyfikacja jasności absolutnej .......................................................................................... 186Masa determinuje typ ............................................................................................................................. 187Analiza diagramu Hertzsprunga-Russella ................................................................................................ 188

Wierni sobie na zawsze: gwiazdy podwójne i wielokrotne ............................................................................... 189Gwiazdy podwójne a efekt Dopplera ........................................................................................................ 190Robi się tłoczno: gwiazdy wielokrotne ...................................................................................................... 193

Czas na zmiany: gwiazdy zmienne ................................................................................................................ 193Gwiazdy pulsujące .................................................................................................................................. 194Wybuchowi sąsiedzi: gwiazdy rozbłyskowe ............................................................................................... 195Przedstawiamy nową: gwiazdy wybuchowe ............................................................................................... 196

Spis treści 9

Kosmiczna zabawa w chowanego: gwiazdy zmienne zaćmieniowe ..............................................................197Zjawisko mikrosoczewkowania ................................................................................................................198

Na spotkanie z gwiezdnymi sąsiadami ..........................................................................................................199I Ty możesz pomóc .....................................................................................................................................200

Rozdział 12: Galaktyki: Droga Mleczna i jej kosmiczne towarzyszki ..................................... 203W Drogę! (Mleczną) ..................................................................................................................................203

Droga Mleczna i jej prapoczątki ..............................................................................................................204Jaki kształt ma Droga Mleczna? ...............................................................................................................205Droga Mleczna — gdzie jej szukać? ........................................................................................................206

Gromady gwiazd: galaktyczni przyjaciele ......................................................................................................207Na luzie, czyli gromady otwarte ...............................................................................................................207Jak sardynki w puszce: gromady kuliste ....................................................................................................209Było miło: asocjacje typu OB ..................................................................................................................210

Mgławice dają się lubić ................................................................................................................................210Rozpoznajemy mgławice planetarne .........................................................................................................212Wspomnienie po supernowej ...................................................................................................................213Najpiękniejsze mgławice — gdzie ich szukać? ..........................................................................................213

Sięgaj dalej — pora na galaktyki ..................................................................................................................215Galaktyka niejedno ma imię .....................................................................................................................216Galaktyki eliptyczne ................................................................................................................................217Rzut oka na galaktyki nieregularne, karłowate i o niskiej absolutnej jasności powierzchniowej .......................218Duuuuże galaktyki ..................................................................................................................................219Odkryj Grupę Lokalną Galaktyk .............................................................................................................221Gromady galaktyk ..................................................................................................................................222Wielkości na miarę kosmosu: supergromady, pustki i Wielkie Ściany ..........................................................222

Rozdział 13: Skok w czarną dziurę i na kwazary ................................................................... 225Czarne dziury: fatalne sąsiedztwo .................................................................................................................225

Czarna dziura w pigułce ..........................................................................................................................226Myszkujemy we wnętrzu czarnej dziury ....................................................................................................226Otoczenie czarnej dziury .........................................................................................................................228Zakrzywienie czasoprzestrzeni .................................................................................................................229

Kwazary: zabawa definicjami .......................................................................................................................230Linijkę poproszę .....................................................................................................................................230Przyspieszamy do prędkości dżeta ...........................................................................................................231I kwazary mają widma .............................................................................................................................231

Galaktyki aktywne: witaj w rodzinie kwazarów ..............................................................................................231Klasyfikacja aktywnych jąder galaktyk ......................................................................................................232Aktywne jądra galaktyk: to się nazywa siła! ..............................................................................................233Ujednolicony model aktywnych jąder galaktyk ..........................................................................................234


Część IV: Nasz niezwykły wszechświat ......................... 235Rozdział 14: Czy ktoś tam jest? SETI i pozasłoneczne układy planetarne ............................. 237

Równanie Drake’a i projekt SETI ............................................................................................................... 238Projekty SETI: nasłuchując E.T. ................................................................................................................ 239

Lot feniksa ............................................................................................................................................. 241Przeczesujemy kosmos — inne projekty w ramach SETI .......................................................................... 242Dołącz do projektu SETI! ...................................................................................................................... 244

W poszukiwaniu innych planet ..................................................................................................................... 24451 Pegasi i jej gorący partner .................................................................................................................. 245System planetarny Ypsilon Andromedae .................................................................................................. 247Czy gdzieś tam jest życie? ....................................................................................................................... 247

Rozdział 15: W głąb ciemnej materii i antymaterii ................................................................ 249Ciemna materia — kosmiczny klej ................................................................................................................ 249

Dowody na istnienie ciemnej materii ........................................................................................................ 250Ciemna materia — cóż to takiego? .......................................................................................................... 251

Po omacku, czyli poszukiwania ciemnej materii ............................................................................................. 252WIMPy: słabo widoczny znak ................................................................................................................. 253MACHO i wszystko jasne ...................................................................................................................... 253Soczewkowanie grawitacyjne — sporządzamy mapę ciemnej materii .......................................................... 254

Pojedynek z antymaterią, czyli przeciwieństwa naprawdę się przyciągają ......................................................... 254

Rozdział 16: Wielki Wybuch i ewolucja Wszechświata ......................................................... 257Teoria Wielkiego Wybuchu — słuszna czy nie? ................................................................................................... 258Inflacja: kosmos się rozbiega ........................................................................................................................ 259

Coś z niczego: inflacja a próżnia .............................................................................................................. 260Zagadka brakującej masy: inflacja a kształt wszechświata .......................................................................... 260

Ciemna energia: kosmiczny akcelerator ......................................................................................................... 261Promieniowanie reliktowe — encyklopedia wiedzy o kosmosie ....................................................................... 262

Nieregularności w mikrofalowym promieniowaniu tła ................................................................................ 262Mikrofalowe promieniowanie tła i mapa wszechświata ............................................................................... 263

Gdzieś, w odległej galaktyce: stała Hubble’a i świece standardowe ................................................................. 264Stała Hubble’a: pomachaj galaktykom na pożegnanie ............................................................................... 264Świece standardowe: kosmiczna linijka ..................................................................................................... 265

Część V: Dekalogi ....................................................... 267Rozdział 17: Dziesięć ciekawostek z dziedziny astronomii i kosmosu .................................. 269

Nosisz maleńkie meteoryty w swoich włosach ................................................................................................ 269Ogon komety często poprzedza jej jądro ....................................................................................................... 269Ziemia jest zbudowana z wyjątkowo rzadko występującej materii .................................................................... 270

Spis treści 11

Przypływy występują po obu stronach Ziemi w tym samym czasie ..................................................................270Deszcz nigdy nie dociera do powierzchni Wenus ...........................................................................................270Na Ziemi roi się od skał pochodzenia marsjańskiego .....................................................................................270Pluton został odkryty na podstawie założeń błędnej teorii ...............................................................................271Plamy na Słońcu nie są ciemne ....................................................................................................................271Gwiazda, którą obserwujesz, być może już nie istnieje ....................................................................................271Niewykluczone, że oglądałeś Wielki Wybuch w swoim starym telewizorze .......................................................271

Rozdział 18: Dziesięć najbardziej rozpowszechnionychfałszywych wyobrażeń na temat astronomii i kosmosu .................................... 273

„Światło tej gwiazdy potrzebuje tysiąca lat świetlnych, aby dotrzeć do Ziemi” .................................................273Dopiero co spadły meteoryt jest wciąż gorący .....................................................................................................273Lato nadchodzi, gdy Ziemia maksymalnie zbliży się do Słońca ......................................................................274Gwiazda Poranna jest gwiazdą ....................................................................................................................274Gdybyś wybrał się na wakacje na pas planetoid, zobaczyłbyś wokół siebie ich niezliczone gromady ...................274Wysadzenie ładunkiem nuklearnym planetoidy znajdującej sięna kursie kolizyjnym z Ziemią uratuje naszą planetę ....................................................................................274

Planetoidy są okrągłe i wyglądają jak małe planety ........................................................................................275Słońce jest niczym niewyróżniającą się gwiazdą .............................................................................................275Teleskop Hubble’a przemierza wszechświat i fotografuje obiekty z bliska ........................................................275„Teoria Wielkiego Wybuchu legła w gruzach” ..................................................................................................275

Część VI: Dodatki .......................................................277Dodatek A Mapy nieba .......................................................................................................... 279

Dodatek B Słowniczek .......................................................................................................... 287

Skorowidz ............................................................................................................................. 291

O autorzer Stephen P. Maran, od 40 lat uczestnik programu kosmicznego, otrzymał w roku1999 nagrodę Klumpke-Roberts, przyznawaną przez Astronomical Society of the Pacific

w uznaniu za „wyjątkowy wkład w upowszechnianie i zrozumienie astronomii”. W roku1991 został uhonorowany Medalem za Wybitne Osiągnięcia NASA, a rok wcześniejwykładał w czasie cyklicznej serii prelekcji im. A. Dixona Johnsona na Wydziale KomunikacjiNaukowej Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii. W marcu 2000 roku MiędzynarodowaUnia Astronomiczna nazwała na jego cześć jedną z asteroid — planetka 9768 zostałaprzemianowana na Stephenmaran. Wykładał astronomię na Uniwersytecie Kalifornijskimw Los Angeles oraz na University of Maryland w College Park. Jako rzecznik prasowyAmerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego czuwa nad kształtem przekazywanychświatowej opinii publicznej raportów i doniesień o najnowszych odkryciach w kosmosie.

Swoją przygodę z astronomią dr Maran rozpoczynał na dachach Brooklynu i opuszczonympolu golfowym na dalekich obrzeżach Bronksu. Już jako profesjonalny astronom prowadziłbadania w Narodowym Obserwatorium Kitt Peak w Arizonie, Narodowym ObserwatoriumRadioastronomicznym w Zachodniej Wirginii, obserwatorium na Mt. Palomar w Kaliforniioraz w Inter-American Observatory w chilijskim Cerro Tololo. Prowadził również obserwacjeza pomocą instrumentów umieszczonych w przestrzeni kosmicznej, w tym KosmicznegoTeleskopu Hubble’a oraz satelity IUE (International Ultraviolet Explorer); ma swójudział w zaprojektowaniu i skonstruowaniu dwóch urządzeń wyniesionych w kosmos napokładzie teleskopu Hubble’a. Jest zapalonym „łowcą” zaćmień Słońca, które obserwowałz miejsc rozsianych na całym globie: począwszy od półwyspu Gaspé w kanadyjskim Quebeku,poprzez Baja California w Meksyku, wody Nowej Kaledonii i Singapuru, wschodni Pacyfik,na wybrzeżach Stanów Zjednoczonych skończywszy.

Upowszechniający wiedzę astronomiczną Maran opowiadał o naturze czarnych dziur w jednymz barów na Tahiti, wystąpił też w realizowanym przez telewizję NBC show Today, gdzieprzybliżał widzom zjawisko zaćmienia Słońca. W rolę propagatora astronomii wciela się takżew trakcie rejsów szlakiem zaćmienia Słońca i komet na pokładach Queen Elizabeth 2 i Vistafjordlinii żeglugowych Cunard oraz należącego do Sitmar Line Fairwind. W swojej karierze naukowcamiał okazję występować przed najrozmaitszego rodzaju audytorium: począwszy od dzieci w szkolepodstawowej w Seattle i skautek w kalifornijskim Atherton, na członkach NarodowejAkademii Inżynierii w Waszyngtonie oraz przedstawicielach podkomisji Izby ReprezentantówStanów Zjednoczonych, jak i komitetu Organizacji Narodów Zjednoczonych ds. pokojowegowykorzystania przestrzeni kosmicznej skończywszy.

Dr Maran jest redaktorem The Astronomy and Astrophysics Encyclopedia, zredagował również bądźwspółtworzył osiem książek ze wspominanych dziedzin, w tym podręcznik uniwersytecki,New Horizons in Astronomy, oraz dwa kompendia poświęcone odkryciom w przestrzeni kosmicznej:A Meeting with the Universe i Gems of Hubble. Jest autorem wielu artykułów do magazynów„Smithsonian” i „Natural History”, pisał również dla National Geographic Societyoraz Time-Life Books, dla których pracował także jako konsultant.

D


Dr Stephen Maran jest absolwentem Brooklyn College oraz Stuyvesant High School w NowymJorku, w której przez pełny sezon grał jako zawodnik Math Team, szczęśliwie nie przyprawiającnikogo o kalectwo. Stopień magistra, a następnie doktora astronomii uzyskał już na uniwersyteciew Michigan. Jego żona to dziennikarka Sally Scott Maran. Ma z nią troje dzieci.

Wstęp 15

Podziękowania od autora pierwszym rzędzie chciałbym podziękować mojej rodzinie i przyjaciołom, którzymusieli znosić moje humory w trakcie pisania tej książki. Dziękuję również Skipowi

Barkerowi, mojemu agentowi z Wilson-Devereaux Company, który prowadził mnie i inspirowałw czasie pracy, a także Stacy Collins za nieustającą wiarę w oryginalny projekt.

Pragnę złożyć najszczersze wyrazy wdzięczności Ronowi Cowenowi i dr. Sethowi Shostakowiza ich wkład w powstanie tej książki; Kathy Cox, Georgette Beatty i Joshowi Dialsowi, którzyuporządkowali ją i zredagowali, oraz ich utalentowanym kolegom z działów: redakcyjnegoi produkcji Wiley Publishing, za których sprawą książka ma lepszą i bardziej przejrzystą postać.Specjalne podziękowania należą się dr. Matthew Listerowi z Purdue University. Dzięki jegosugestiom książka zyskała na dokładności i ścisłości.

Ukłony kieruję również w stronę organizacji i stowarzyszeń, które udostępniły fotografiezamieszczone w tej książce; dziękuję Robertowi Millerowi, autorowi map gwiazd oraz MartinowiRatcliffe’owi, który wykonał tabele planet.

Inspiracją dla niektórych zamieszczonych w książce rysunków była znakomita publikacjaAstronomy. A Self-Teaching Guide autorstwa dr Dinah L. Moche. Serdecznie dziękuję jej zawsparcie udzielone mi w trakcie pracy nad książką oraz jej zaangażowanie w popularyzowanieastronomii wśród rzesz zainteresowanych.

W


Podziękowania od wydawcy oryginałuJesteśmy dumni z tej książki. Prosimy o przesyłanie wszystkich uwag za pomocą formularza internetowego seriiDummies, który znajduje się pod adresem www.dummies.com/register.W wydaniu tej książki pomogli nam między innymi:

Acquisitions, Editorial, and Media DevelopmentProject Editor: Georgette Beatty

(Previous Edition: Kathy Cox)

Acquisitions Editor: Kathy Cox

Copy Editor: Josh Dials

(Previous Edition: Susan Diane Smith)

Technical Editor: Matthew Lister

Editorial Manager: Michelle Hacker

Editorial Assistants: Hanna Scott, Nadine Bell

Cover Photo: Courtesy of NASACartoons: Rich Tennant

(www.the5thwave.com)

Composition ServicesProject Coordinator: Nancee Reeves

Layout and Graphics: Andrea Dahl,Joyce Haughey, Shelley Norris, Barry Offringa,Lynsey Osborn, Melanee Prendergast,Heather Ryan

Proofreaders: Laura Albert, Leeann Harney,Jessica Kramer, Aptara

Indexer: Aptara

Publishing and Editorial for Consumer DummiesDiane Graves Steele, Vice President and Publisher, Consumer Dummies

Joyce Pepple, Acquisitions Director, Consumer Dummies

Kristin A. Cocks, Product Development Director, Consumer Dummies

Michael Spring, Vice President and Publisher, Travel

Kelly Regan, Editorial Director, Travel

Publishing for Technology DummiesAndy Cummings, Vice President and Publisher, Dummies Technology/General User

Composition ServicesGerry Fahey, Vice President of Production Services

Debbie Stailey, Director of Composition Services

http://www.dummies.com/register

http://www.the5thwave.com

Wstęp 17

Wstępstronomia to zgłębianie tajemnic nieba, nauka o obiektach w kosmosie i zachodzącychw nim zdarzeniach. To nic innego jak badanie natury wszechświata, w którym żyjemy.

Astronomowie dokonują tego za pomocą obserwacji oraz — w przypadku radioastronomii— nasłuchu. Badacze kosmosu mają do dyspozycji szereg specjalistycznych przyrządów:począwszy od małych teleskopów przeznaczonych do użytku domowego, na olbrzymichobserwatoriach i krążących wokół Ziemi bądź zawieszonych nad określonymi jej (lub innegociała niebieskiego) punktami satelitach kończąc. Teleskopy są wystrzeliwane w kosmosna pokładach statków kosmicznych, bezzałogowych balonów, sondy kosmiczne przenoszą jew najdalsze rejony Układu Słonecznego; część z sond wraca na Ziemię z próbkami materiałówpobranych w określonym miejscu.

Astronomia to domena zarówno profesjonalistów, jak i amatorów. Na całym świecie naukowozajmuje się nią ok. 15 tysięcy specjalistów i niezliczone rzesze amatorów: szacuje się, że w samychStanach Zjednoczonych jest ich ponad 300 tysięcy. Kluby zrzeszające miłośników astronomiiistnieją na całym świecie.

Profesjonalni astronomowie prowadzą badania Słońca i Układu Słonecznego, badają DrogęMleczną i otaczający nas wszechświat. Wykładają na uniwersytetach, projektują sztucznesatelity w rządowych laboratoriach, kierują działalnością planetariów. Piszą równieżksiążki, a jedną z nich (nie jest to być może arcydzieło) trzymasz właśnie przed oczami.Wielu może poszczycić się tytułem naukowym doktora i, co ciekawe, niejeden z nich — ślęczącynad zawiłymi zagadnieniami fizycznymi bądź obsługujący zautomatyzowane teleskopy — możenie mieć pojęcia o istnieniu tego lub innego gwiazdozbioru.

Astronomowie amatorzy mają z pewnością wszystkie konstelacje w małym palcu. Łączy ichniezwykłe, pasjonujące hobby. Część z nich wpatruje się w niebo samotnie, wielu jednakwstępuje do różnego rodzaju klubów i organizacji zrzeszających miłośników astronomii.Dzięki temu, opierając się na doświadczeniach starszych kolegów, mają okazję pogłębić swojąwiedzę, mogą również skorzystać z klubowych teleskopów i innego, niezbędnego sprzętu.Podczas cyklicznych spotkań prezentowane są wyniki najnowszych obserwacji, bywa, że pojawiająsię z wykładami uznani naukowcy i specjaliści.

Pasjonaci astronomii umawiają się także na wspólne obserwowanie nieba — spotykają sięw ustalonym wcześniej miejscu, a każdy przynosi ze sobą własny teleskop (lub zerka w gwiazdyprzez teleskop kolegi). Tego typu spotkania mogą mieć charakter stały (np. pierwsza sobotnianoc miesiąca) bądź okazjonalny (pojawienie się któregoś z większych rojów meteorów bądźjasnej komety, np. Hale-Boppa). Niektórzy systematycznie oszczędzają, aby w momenciepojawienia się na niebie naprawdę spektakularnych zjawisk (np. całkowitego zaćmienia Słońca)móc, wraz z tysiącami amatorów i dziesiątkami specjalistów, obserwować je tam, gdzie naturapozwala doświadczyć je w pełni.

A


O książceZ tej książki dowiesz się wszystkiego, czego potrzebujesz, aby zagłębić się w pasjonujący światastronomii. Dzięki niej zaczniesz pojmować, jak funkcjonuje wszechświat, w którym żyjemy.Uświadomisz sobie, jaki sens mają najnowsze operacje NASA i innych organizacji wysyłającychsondy kosmiczne na planety takie jak Saturn, zrozumiesz, po co próbniki lądują na Marsiei w jakim celu naukowcy pobierają próbki pyłu z warkoczy komet. Dowiesz się, dlaczegoKosmiczny Teleskop Hubble’a został umieszczony na orbicie i gdzie szukać informacjio dokonaniach innych misji kosmicznych. A gdy któryś z uznanych astronomów pojawi sięw telewizji bądź opublikuje artykuł, by obwieścić o najnowszych odkryciach — dokonanychbądź to z kosmosu, bądź za pomocą któregoś z potężnych teleskopów naziemnych w Arizonie,Chile, Kalifornii czy na Hawajach, albo z któregoś z licznych obserwatoriów rozsianychna całym świecie — znając tło i podstawy, będziesz w stanie docenić rangę wydarzenia i, co więcej,wytłumaczyć rzecz przyjaciołom.

Zaglądaj do dowolnego rozdziału i w dowolnej kolejności, czytaj to, co w danym momencieszczególnie Cię interesuje. Astronomia jest pasjonująca i daje radość, zachęcam więc do lektury.Zanim się spostrzeżesz, będziesz w stanie odnaleźć Jowisza wśród dziesiątek innych ciałniebieskich, zaczniesz rozpoznawać znane konstelacje, gwiazdy i bez trudu wskażesz kreślącąswój ślad na nocnym niebie Międzynarodową Stację Kosmiczną. Sąsiedzi zaczną nazywać Cięastronomem, a policjanci będą dociekać, co robisz nocą w parku lub na dachu swojego domuz lornetką. Powiedz im, że obserwujesz niebo. Być może jest to jedyne wytłumaczenie, któregodo tej pory nie słyszeli (mam nadzieję, że Ci uwierzą!).

Konwencje zastosowane w książceChcąc na wstępie Twojej kosmicznej podróży ułatwić Ci korzystanie z książki, zastosowałemw niej następujące konwencje:

Kursywą zostały wyróżnione nowe słowa i definicje.

Tekstem pogrubionym zostały wyróżnione słowa kluczowe w listach punktowanychoraz czynności wyliczane w listach numerowanych.

Kursywą oznaczyłem adresy internetowe.

Czego nie czytaćBez obaw pomijaj zakładki, które będziesz napotykać w trakcie lektury. Te szare, wycieniowaneramki zawierają informacje, które nie mają zasadniczego znaczenia dla Twojego zrozumieniaistoty astronomii. To samo dotyczy informacji, które oznaczyłem ikoną „Sprawy techniczne”.

Naiwne założeniaByć może sięgnąłeś po tę książkę dlatego, że pragniesz wiedzieć, co dzieje się ponad Twojągłową lub czym zajmują się naukowcy pracujący w ramach programów kosmicznych.

Wstęp 19

Niewykluczone, iż usłyszałeś, że astronomia to zajmujące hobby, i chcesz przekonać się,na ile to prawda. Kto wie, może usiłujesz się dowiedzieć, jakiego potrzebujesz sprzętu?

Nie jesteś naukowcem. Radość sprawia Ci samo spoglądanie w rozgwieżdżone, nocne niebo, maono dla Ciebie magiczny czar. Pragniesz dostrzec i zrozumieć prawdziwe piękno wszechświata.

Chcesz obserwować gwiazdy, pragniesz jednak również wiedzieć, co widzisz. Być może w głębiducha sam życzysz sobie dokonać jakiegoś odkrycia. Nie trzeba bynajmniej być wybitnymastronomem, aby wypatrzyć nową kometę; możesz również mieć swój wkład w poszukiwaniażycia pozaziemskiego. Niezależnie od tego, jaki jest Twój cel, ta książka pomoże Ci go osiągnąć.

Jak podzielona jest książkaJeśli zerknąłeś już do spisu treści, wiesz, że podzieliłem książkę na sześć części. Poniżej krótkiopis tego, co znajdziesz w każdej z nich.

Część I: Ogarnąć wszechświatNoc za nocą (cóż, być może nie każdej nocy, ale jednak…) Twoim oczom ukazuje się gwiezdnyspektakl. Budzi się w Tobie taka sama fascynacja, jaką na myśl o kosmosie odczuwaliludzie wszystkich epok. Obserwujesz, zachwycasz się i dziwisz, pragniesz wiedzieć więcej.Cóż to za dziwne światła na niebie? Co sprawia, że wyglądają, tak jak wyglądają, i poruszają sięw taki, a nie inny sposób? Czy któryś z tych obiektów jest niebezpieczny? A może powinienempomachać mojemu kosmicznemu bliźniakowi?

W tej części poznasz odpowiedzi, jakie na niektóre z tych pytań udzielili profesjonalniastronomowie. Tysiące astronomów amatorów pomagają sobie wzajemnie i dzielą się wynikamiswoich obserwacji. Astronomia dostarcza rozrywki, ma również wymiar praktyczny (o walorachedukacyjnych nie wspominając).

W tej części udzielę Ci wskazówek, jak obserwować niebo za pomocą przyrządów optycznychi bez nich, doradzę Ci, jak wybrać najodpowiedniejszą dla siebie lornetkę i teleskop, a takżew jaki sposób najlepiej przygotować się do obserwacji. Przedstawię Cię kilku kosmicznymgościom; podam Ci również szereg źródeł, dzięki którym przygotujesz się do dalszej podróżypo kosmosie.

Część II: Wycieczka po Układzie SłonecznymDobrze jest poznać swoich sąsiadów. W naszej kosmicznej wędrówce towarzyszą nam planety,ich satelity, a także bryły skalne, które wspólnie z Ziemią wykonują swój taniec wokół Słońca.Jak na sąsiadów przystało, mają one kilka cech wspólnych, jeszcze więcej różni je jednak od siebie.

Skupimy się tu przede wszystkim na aspekcie obserwacyjnym. Mając świadomość tego, co widzisz,będziesz mógł pełniej sycić oczy widokiem.


Część III: Stare, dobre Słońce i inne gwiazdyIntrygują Cię odległe galaktyki? Zanim poszybujemy ku dalekim gwiazdom, zaczniemy odspotkania ze Słońcem. W tej części dowiesz się, czym są białe karły i czerwone olbrzymy,poznasz odległe galaktyki i szereg innych interesujących obiektów, na koniec przyjrzymy sięowianym złą sławą czarnym dziurom. Jesteś pewny, że masz ochotę na tę wyprawę? Pamiętaj,że można stamtąd nie wrócić.

Zmarły w 1996 roku wielki astronom Carl Sagan powiedział: „Wszyscy wywodzimy się odgwiazd”. Zrozumienie istoty gwiazd i ich ogromnej różnorodności wzmacnia więc Twojąwięź z materią wszechświata.

W tej części poznasz najbardziej charakterystyczne i najjaśniejsze obiekty na niebie, którezazwyczaj szczególnie cieszą oko obserwatora. Przedstawię tu również cykl ewolucyjny gwiazd,abyś mógł docenić moc rządzących kosmosem sił — sił, które sprawiają, że jest on taknieskończenie pasjonujący.

Część IV: Nasz niezwykły wszechświatTa część poświęcona jest w całości różnego rodzaju kontrowersyjnym, skłaniającym do refleksjikoncepcjom, takim jak poszukiwania życia pozaziemskiego czy rozważania nad ciemną materiąi antymaterią. Co więcej, znajdziesz tu koncepcje dotyczące wszechświata jako całości: jegopoczątków, obecnego kształtu i prawdopodobnego końca.

Część V: DekalogiW tej części znajdziesz 10 zaskakujących ciekawostek na temat kosmosu, przeczytasz teżo 10 przekłamaniach, jakie najczęściej pojawiają się w rozmowach na temat astronomiiw mediach i na co dzień. Przeczytaj, jeśli sam nie chcesz ich powielać.

Część VI: DodatkiW tej części znajdziesz informacje, które przez kilka najbliższych lat mogą Ci się przydać w trakciewieczornych obserwacji. W pierwszym dodatku znajdują się tabele, za pomocą którychz łatwością i o dowolnej porze roku ustalisz pozycje czterech najjaśniejszych planet: Wenus,Marsa, Jowisza i Saturna. Drugi dodatek to mapy nieba, ułatwiające zlokalizowanie poszczególnychgwiazdozbiorów. Natomiast trzeci to słowniczek terminów powszechnie używanych w astronomii.

Ikony użyte w książceW czasie lektury niejednokrotnie natkniesz się na ikony, którymi uwypukliłem szczególnieprzydatne informacje (choćby miała to być sugestia, by nie zaprzątać sobie zbytnio głowyokreśloną partią materiału). Oto, co oznaczają poszczególne symbole:

Obserwacja to podstawa astronomii. Informacje oznaczone tą ikoną pozwolą Ci stać się„mistrzem” wśród obserwatorów. Podzielę się z Tobą moją wiedzą dotyczącą technikobserwacji nieba, zdradzę Ci również, jak najlepiej „dostroić się” do warunków.

Wstęp 21

Podobizna tego mało rozgarniętego chłopca oznacza informacje, które bez obaw możeszpominąć, jeśli chcesz poznać jedynie podstawy i w fascynującym świecie astronomii stawiaszdopiero pierwsze kroki. Dobrze jest czasem znać naukową otoczkę, jednak na szczęście wielupasjonatów nocnego nieba doskonale obywa się bez znajomości fizycznych uwarunkowańistnienia supernowych, praw matematyki rządzących ucieczką galaktyk czy zagadnień dotyczącychciemnej energii.

Informacje oznaczone symbolem tarczy, uznaję za szczególnie przydatne dla początkującychadeptów astronomii, jak i tych, którzy nabyli już nieco wiedzy na jej temat.

Czy zwyczajne wpatrywanie się w niebo może wpędzić nas w kłopoty? Raczej nie, o ile zachowasię ostrożność. Niektórych rzeczy nie sposób jednak przewidzieć. Widząc „bombę”, miej sięna baczności, aby samemu nie wylecieć w powietrze.

Co dalejZacznij lekturę od dowolnego rozdziału. Niepokoisz się o losy wszechświata? Rozpocznijprzygodę od Wielkiego Wybuchu (zajrzyj do rozdziału 16., o ile rzeczywiście jesteśzainteresowany).

A może wolałbyś dowiedzieć się, co czekałoby Cię, gdyby Twoja namiętność do gwiazd zawiodłaCię na którąś z nich?

Niezależnie od tego, od której strony rozpoczniesz swoją przygodę, mam nadzieję, że Twojaeksploracja kosmosu będzie trwać, a Ty sam doświadczysz radości, ekscytacji i zachwytu,jakie ludzie od wieków znajdowali, wpatrując się w nocne niebo.

Część I

Ogarnąć wszechświat

24 Część I: Ogarnąć wszechświat

W tej części…iała niebieskie i zachodzące w kosmosie zdarzenia zawsze fascynowałynas, ludzi. Na przestrzeni wieków stosunek człowieka do astronomii

cechował się swego rodzaju dwoistością — miał on zarówno wymiarpraktyczny, jak i emocjonalny, duchowy. Żeglarze przemierzali oceany,kierując się położeniem gwiazd, a rolnicy dokonywali (i w dalszym ciągudokonują) zasiewów w oparciu o fazy Księżyca. Powstawały budowle,w których obserwacjom nieba towarzyszyły różnego rodzaju rytuały(Stonehenge), czas odmierzany był zgodnie z rytmem ruchów Słońcai gwiazd. Natura obiektów w kosmosie wciąż pozostaje dla nas niezgłębiona.

I Ty możesz włączyć się w nurt tej wielkiej, ludzkiej tradycji. W tej częściwprowadzę Cię w świat astronomii. Przybliżę Ci techniki i zdradzępraktyczne wskazówki dotyczące obserwacji planet, komet, meteorówi innych wędrowców przemierzających nasze nocne niebo.

C

Rozdział 1: Światło: sztuka i nauka astronomii 25

Rozdział 1

Światło:sztuka i nauka astronomii

W tym rozdziale:► Obserwacyjny charakter astronomii.► Światło — język astronomii.► W sidłach grawitacji.► Ruchy ciał niebieskich.

yjdź z domu którejś z bezchmurnych nocy i zadrzyj głowę ku niebu. Jeśli mieszkaszw centrum miasta bądź na jego zatłoczonych peryferiach, zobaczysz dziesiątki, a kto wie,

może nawet i setki migoczących gwiazd. W zależności od pory miesiąca na niebie może pojawićsię również Księżyc w pełni, dostrzec można również pięć z dziewięciu planet krążącychwokół Słońca.

Nad Twoją głową może przemknąć „spadająca gwiazda” albo „meteor”. W rzeczywistościświecący ślad, jaki widzisz, to odbłysk emitowany przez spalające się w górnej warstwie atmosferyniewielkie okruchy skalne pochodzące z komet.

Powoli i jednostajnie przesuwa się po niebie kolejny świetlny punkt. Czy to sztuczny satelita,taki jak Kosmiczny Teleskop Hubble’a, czy też jedynie lecący wysoko odrzutowiec? Jeśli maszpod ręką dobrą lornetkę, być może uda Ci się to sprawdzić: większość samolotów pasażerskichma światła pozycyjne, a charakterystyczny kształt rozwiewa wszelkie wątpliwości.

Jeśli mieszkasz poza miastem — na wybrzeżu, z dala od kurortów i zabudowań, na równinach,w górach, daleko od zalanych światłem stoków narciarskich — zobaczysz tysiące gwiazd.Droga Mleczna rozlewa się po niebie urzekającą perłową wstęgą. To, co widzisz, to skumulowanyblask milionów odległych, ledwie widocznych gwiazd, które — obserwowane nieuzbrojonymokiem — są pojedynczo nie do odróżnienia. Jeszcze więcej gwiazd dostrzec można w niektórychdoskonałych punktach obserwacyjnych, takich jak Cerro Tololo w chilijskich Andach.Niczym brylantowe lampy zwieszają się z firmamentu — dokładnie tak jak na obrazieVan Gogha Gwiaździsta noc.

W


Spoglądając w niebo, zmieniasz się w astronoma — obserwujesz otaczający Cięwszechświat i usiłujesz zrozumieć to, co widzisz. Przez tysiące lat cała wiedza ludzkościna temat kosmosu pochodziła wyłącznie z obserwacji. Niemal wszystko, czym zajmuje siędziedzina nauki zwana astronomią:

widzisz z daleka;

odkrywasz poprzez analizę światła, które dobiega z obiektów w przestrzeni kosmicznej;

porusza się w przestrzeni kosmicznej pod wpływem grawitacji.

W tym rozdziale dowiesz się więcej na te tematy (i kilka innych).

Astronomia: nauka w oparciu o obserwacjęAstronomia to zgłębianie tajemnic nieba, nauka poświęcona obiektom w kosmosie i zachodzącymw nim zdarzeniom. To badanie natury wszechświata, w którym żyjemy. Profesjonalniastronomowie wykorzystują do tego celu teleskopy zbierające światło widzialne dobiegającez gwiazd oraz odbiorniki fal radiowych dobiegających z przestrzeni kosmicznej. Posługują sięklasycznymi teleskopami, jak i olbrzymimi przyrządami umieszczonymi w obserwatoriachoraz krążącymi wokół Ziemi satelitami rejestrującymi formy światła, które blokowane przezatmosferę naszej planety nie docierają do jej powierzchni (np. promieniowanie ultrafioletowe).Teleskopy są wystrzeliwane w kosmos na pokładach statków kosmicznych (wyposażoneponadto w instrumenty do zaawansowanych badań i obserwacji naukowych), jak i bezzałogowychbalonów. Sondy kosmiczne przenoszą przyrządy badawcze w najdalsze rejony UkładuSłonecznego.

Profesjonalni astronomowie badają Słońce i Układ Słoneczny, obserwują Drogę Mlecznąi dalekie części kosmosu. Wykładają na uniwersytetach, projektują sztuczne satelity w rządowychlaboratoriach, kierują działalnością planetariów. Niektórzy piszą również książki (przykłademskromny autor tej publikacji). Większość z nich ma za sobą długie lata nauki i może poszczycićsię tytułem doktora lub profesora. Wielu z nich, w swojej codziennej pracy zajmujących sięniezwykle skomplikowanymi zagadnieniami fizyki bądź obsługujących zautomatyzowanei zrobotyzowane teleskopy, rzadko spogląda w niebo, które znasz. Niewykluczone, że niektórzyz nich nie rozróżniają nawet gwiazdozbiorów (grup gwiazd, takich jak Wielka Niedźwiedzica,nazwanych przez starożytnych astronomów), które hobbyści-amatorzy mają w przysłowiowymmałym palcu (sam być może wiesz już, jak wygląda Wielki Wóz, asteryzm widoczny w konstelacjiWielkiej Niedźwiedzicy. Asteryzm to układ gwiazd na niebie, niebędący jednym z 88 oficjalnieuznanych gwiazdozbiorów. Na rysunku 1.1 przedstawiony został Wielki Wóz na tle nocnegonieba).

Prócz ponad 13 tysięcy profesjonalnych astronomów na świecie, zajmujących się zawodowoobserwacją nieba, temu pasjonującemu zajęciu oddają się rzesze pasjonatów-amatorów;szacuje się, że w samych Stanach Zjednoczonych jest ich ponad 300 tysięcy. Z reguły dobrzeznają oni poszczególne konstelacje, używając ich jako drogowskazów w czasie nocnej wędrówkipo rozgwieżdżonym niebie, bądź to okiem nieuzbrojonym, bądź z lornetką lub teleskopem.Co więcej, wielu amatorów może pochwalić się osiągnięciami i wkładem w badania naukowe:monitorują oni zmieniającą się jasność gwiazd zmiennych, odkrywają asteroidy i komety,informują o eksplozjach gwiazd, przemierzają Ziemię, „polując” na cienie rzucane przezasteroidy przechodzące na tle jasnych gwiazd (pomagając w ten sposób profesjonalistomw ustalaniu kształtów asteroid), poszukują wreszcie planet krążących wokół gwiazd pozaUkładem Słonecznym.


Rysunek 1.1.Wielki Wóz

w gwiazdozbio-rze Wielkiej

Niedźwiedzicyto asteryzm

Czytając dalej, dowiesz się, jak z przyjemnością i efektywnie obserwować niebo.

Zrozumieć to, co widzimy: język światłaŚwiatło to doskonałe źródło informacji o obiektach znajdujących się poza Ziemią: planetach,ich księżycach i kometach w naszym systemie planetarnym, gwiazdach, gromadach gwiazdi mgławicach w naszej galaktyce oraz o ciałach niebieskich poza nią.

W czasach starożytnych ludzie nie zaprzątali sobie głów rządzącymi gwiazdami prawami fizykii chemii, przyswajali sobie jedynie i przekazywali swoim potomkom opowieści i mity związanez określonymi obiektami na niebie: Wielka Niedźwiedzica, Głowa Diabła, Człowiek na Księżycuczy smok pożerający słońce w czasie całkowitego zaćmienia to tylko niektóre z nich. W różnychkulturach opowieści miały różną postać. Jednak całkowicie od siebie niezależnie ludzie samidostrzegali w gwiazdach pewne wzory i układy: na wyspach Polinezji wprawni żeglarzeprzemierzali tysiące kilometrów otwartego oceanu bez kompasu i jakichkolwiek punktóworientacyjnych. Płynęli według słońca i gwiazd, wspomagając się wyborną znajomościąwiatrów i prądów wodnych.

Obserwując światło gwiazdy, starożytni zwracali uwagę na jej jasność, pozycję na niebie orazbarwę. Pozwalało to odróżnić dane ciało niebieskie od innego i z czasem nasi przodkowie(podobnie jak my teraz) nauczyli się bezbłędnie odnajdywać na nieboskłonie żądany obiekt.W pierwszej kolejności powinieneś sobie przyswoić:

Umiejętność odróżniania gwiazd od planet.

Umiejętność odnalezienia określonego gwiazdozbioru, pojedynczych gwiazd i obiektówna niebie.

Dostrzeżenie zróżnicowania stopnia jasności poszczególnych obiektów.


Zrozumienie pojęcia roku świetlnego.

Określanie pozycji ciała niebieskiego na niebie (za pomocą współrzędnych rektascensji (RA)i deklinacji (Dec)).

Dziw nad dziwy, czyli planety kontra gwiazdySłowo planeta wywodzi się ze starogreckiego słowa planetes oznaczającego „wędrowca”.Grecy (jak i inne starożytne ludy) dostrzegli, że pięć punktów świetlnych przesuwa się na tleukładów gwiazd na niebie. Niektóre poruszały się jednostajnie naprzód, inne z kolei zawracały,by ponownie przemierzyć przebytą drogę. Nikt nie wiedział, czemu tak się dzieje. Co więcej,wspomniane punkty nie mrugały, jak zwykły to czynić gwiazdy — także i tu nikt nie potrafiłwskazać przyczyn. Każda kultura wykształciła inne określenia dla owych wspomnianych pięciupunktów na firmamencie, które dziś nazywamy planetami. Ich polskie nazwy to Merkury,Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Jednak wbrew poglądom starożytnych owe pięć ciał niebieskichnie wędruje bynajmniej wśród gwiazd — krążą one bowiem wokół Słońca, centralnej gwiazdynaszego układu planetarnego.

Astronomowie wiedzą dziś, że planety bywają mniejsze bądź większe od Ziemi, wszystkie sąjednak zdecydowanie mniejsze od Słońca. Planety wchodzące w skład Układu Słonecznegoznajdują się na tyle blisko Ziemi, że jesteśmy w stanie dostrzec ich tarcze (jeśli nie gołymokiem, to za pomocą teleskopu), a tym samym ustalić ich kształt i rozmiary. Gwiazdy sąjednak już tak odległe, iż nawet spoglądając przez silny teleskop, nie zobaczymy niczego ponadświetlny punkt (więcej informacji na temat planet Układu Słonecznego znajdziesz w części II).

Jeśli zobaczysz Wielką Niedźwiedzicę, uciekaj.Nazwy gwiazd i gwiazdozbiorówGościom, którzy zadzierali głowy, by spojrzeć na wyświetlane na sklepieniu planetariumgwiazdy, zwykłem mówić: „Jeśli nie widzicie tam w górze Wielkiej Niedźwiedzicy,nie obawiajcie się. Bać powinni się ci, którzy ją widzą”.

Starożytni astronomowie podzielili niebo w oparciu o obrazy i symboliczne wyobrażenia, jakiena nim widzieli. Pojawiły się na nim np.: Ursa Maior (łacińska nazwa Wielkiej Niedźwiedzicy),Cygnus (Łabędź), Andromeda (zwana przez niektórych Kobietą w Łańcuchach) czy Perseusz.Prawda jest jednak taka, że mało kto dostrzega w zarysie gwiazdozbioru Andromedy kobietęspętaną łańcuchami lub nawet cokolwiek innego, co przywodziłoby na myśl jakieś znanewyobrażenie (przekonaj się sam na rysunku 1.2).

Współcześni astronomowie podzielili niebo na 88 gwiazdozbiorów, w których zawarte sąwszystkie widoczne z Ziemi gwiazdy. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, koordynującadziałalność badawczą w dziedzinie astronomii na świecie, wytyczyła granice pomiędzyposzczególnymi konstelacjami, aby położyć kres sporom o lokalizację określonych obiektów.W dawnych czasach mapy nieba tworzone przez licznych astronomów diametralnie różniły sięod siebie. Dziś wystarczy powiedzieć, że mgławica Tarantula znajduje się w gwiazdozbiorzeZłotej Ryby (zajrzyj do rozdziału 12.). Natychmiast wiesz, że powinieneś szukać jejw gwiazdozbiorze nieba południowego — Złotej Rybie (łac. Dorado).

Największym pod względem powierzchni gwiazdozbiorem jest konstelacja Hydry (łac. Hydra);najmniejszym z kolei jest Krzyż (zwany również Krzyżem Południa; łac. Crux), widocznyjedynie na półkuli południowej. Istnieje również Krzyż Północy, choć nie znajdziesz go na liście


Rysunek 1.2.Andromeda

znana jestw niektórychkrajach jako

Kobieta w Łań-cuchach

oficjalnie zatwierdzonych gwiazdozbiorów. To asteryzm (przypadkowy układ gwiazd) leżącyw konstelacji Łabędzia (łac. Cygnus). Choć astronomowie zasadniczo zgadzają się co donazewnictwa poszczególnych konstelacji, spierają się jednak o znaczenie poszczególnych nazw.Dla przykładu: niektórzy specjaliści nazywają Złotą Rybę Miecznikiem, choć mnie samemu tanazwa nie przypadła do gustu. Inny z kolei gwiazdozbiór, Wąż (łac. Serpens), został podzielonyna dwa niepołączone ze sobą odcinki. Obie części, oddzielone od siebie gwiazdozbioremWężownika (łac. Ophiuchus), noszą nazwy: Głowa Węża (łac. Serpens Caput) i Ogon Węża(łac. Serpens Cauda).

Poszczególne gwiazdy wchodzące w skład określonego gwiazdozbioru najczęściej nie są zesobą w żaden sposób związane, a ich bliskość na firmamencie to nic innego jak geometrycznyefekt rzutowania ich położeń na sferę niebieską. W przestrzeni kosmicznej gwiazd wchodzącychw skład danej konstelacji zazwyczaj nic ze sobą nie łączy — niektóre znajdują się stosunkowoblisko Ziemi (naturalnie w kosmicznej skali), inne leżą w ogromnej od niej odległości.Obserwatorzy na Ziemi widzą jednak nieskomplikowany, łatwy do zapamiętania układ.

Najjaśniejsze gwiazdy w poszczególnych gwiazdozbiorach są z reguły oznaczone literągreckiego alfabetu. Oznaczeń dokonywali astronomowie greccy, jak i badacze nieba czasówpóźniejszych. Świecąca najjaśniej gwiazda danej konstelacji była oznaczana jako alfa — pierwszalitera alfabetu greckiego. Nazwę kolejnej pod względem jasności poprzedzał człon beta — oddrugiej litery alfabetu greckiego, itd., aż do omega, ostatniej w liczącym 24 znaki alfabecie greckim(w zapisie astronomicznym używa się jedynie małych liter greckiego alfabetu: α, β, γ,…�).

Co za tym idzie, Syriusz — najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba, położona w konstelacji WielkiegoPsa (łac. Canis Maior) — określany jest również nazwą alfa Canis Maioris (nie powinien niepokoićprzyrostek -is w nazwie gwiazdozbioru — to nic innego, jak oznaczenie łacińskiego dopełniacza.Jak wiadomo, naukowcy zawsze lubowali się w łacinie).

W tabeli 1.1 przedstawiony został klasyczny alfabet grecki wraz z nazwami liter i odpowiadającymiim symbolami.

Jeśli zajrzysz do atlasu nieba, stwierdzisz, że poszczególne gwiazdy nie noszą bynajmniej nazwutworzonych według przedstawionego wcześniej wzorca: α Canis Maioris, β Canis Maioris itd.Autor atlasu oznacza zazwyczaj łacińską nazwą cały gwiazdozbiór, a symbolami α, β itd. opatrujeposzczególne gwiazdy. Czytając (dajmy na to w czasopiśmie poświęconym astronomii; zajrzyjdo rozdziału 2.) o określonej gwieździe, nie spotkasz się z reguły z oznaczeniami typu AlfaCanis Maioris czy nawet α Canis Maioris. W celu zmniejszenia objętości tekstu zastosowanyzostanie najprawdopodobniej zapis α CMa; CMa to trzyliterowy skrót od Canis Maioris (formagenetivu od Canis Maior). W tabeli 1.2 przedstawiłem skróty dla wszystkich 88 konstelacji.


Tabela 1.1. Alfabet grecki

Litera Nazwa litery

α alfa

β beta

γ gamma

δ delta

ε epsilon

ζ dzeta

η eta

θ theta

ι jota

κ kappa

λ lambda

μ mi

ν ni

ξ ksi

ο omikron

π pi

ρ rho

σ sigma

τ tau

υ ypsilon

φ fi

χ chi

ψ psi

ω omega

Astronomowie rzecz jasna nie byli w stanie wymyślić nazw (w rodzaju „Syriusz”) dla każdejgwiazdy w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa, oznaczali je więc literami greckiego alfabetu bądźinnymi symbolami. Istnieją konstelacje, w których nie występuje ani jedna gwiazda mogącaposzczycić się własną, charakterystyczną nazwą (nie daj się nabrać na ogłoszenia obiecujące zaopłatą możliwość nadania gwieździe imienia — Międzynarodowa Unia Astronomiczna nieuznaje wykupionych nazw). Z kolei w innych konstelacjach gwiazd jest tak wiele, że greckialfabet okazał się niewystarczający: astronomowie nadali więc poszczególnym obiektom nazwyzłożone z cyfr i liter alfabetu łacińskiego, takie jak 236 Cygni, b Vulpeculae, HR 1516, a bywa,że i bardziej wymyślne. W swoich kosmicznych peregrynacjach możesz natknąć się np. na RULupi albo SX Sex (nie zmyślam). Prócz nazwy każda gwiazda posiada szereg innychcharakterystycznych parametrów: położenie na niebie (podane w specjalnych wykazach gwiazd),jasność, barwę i kilka innych.


Przyjrzawszy się konstelacjom, jakie znamy dziś, uważny obserwator z pewnością zauważy kilkaodstępstw od reguły nakazującej nadawanie najjaśniejszym gwiazdom danego gwiazdozbiorugreckich symboli. Odstępstwa wynikają z kilku przyczyn:

Symbole były nadawane na postawie niemiarodajnych (przeprowadzanych za pomocąwzroku) obserwacji bez użycia odpowiednich przyrządów.

Z biegiem lat autorzy map nieba zmieniali przebieg granic poszczególnych konstelacji.Gwiazdy były przyporządkowywane do gwiazdozbiorów, w których znajdowały się jużobiekty opatrzone danym symbolem.

Od czasów starożytnych Greków jasność niektórych gwiazd mogła ulec zmianie.

Niektórzy astronomowie opracowywali mapy mniejszych gwiazdozbiorów oraz tychpołożonych na półkuli południowej długo po epoce starożytnej Grecji, nie zawszestosując się do praktyki antycznych poprzedników.

Dobrym (a ściślej rzecz biorąc złym) przykładem jest gwiazdozbiór Liska (łac. Vulpecula),w którym zaledwie jedna gwiazda nosi oznaczenie w postaci litery greckiego alfabetu.

Jako że gwiazda z alfą w nazwie niekoniecznie musi być najjaśniejsza w danej konstelacji,astronomowie jęli zastanawiać się, w jaki sposób uwypuklić ów zaszczytny przecież status.Wspólnym wysiłkiem opracowano rozwiązanie, a jest nim słowo lucida (od łacińskiego lucidus— jasny lub świecący). I tak lucidą Wielkiego Psa jest co prawda gwiazda alfa (Syriusz), jednaknajjaśniejszą gwiazdą Oriona (łac. Orion) jest już Rigel — oznaczany na mapach nieba literąbeta. Lucidą Małego Lwa (łac. Leo Minor; notabene wyjątkowo niepozorny gwiazdozbiór)jest 46 Leo Minoris.

W tabeli 1.2 wymienione zostały wszystkie 88 oficjalnie uznane gwiazdozbiory, najjaśniejszagwiazda każdego z nich oraz jej wielkość gwiazdowa, wyrażana w magnitudo (łac. wielkość; naten temat powiem więcej później w podrozdziale „Im mniejsza, tym jaśniejsza, czyli czym jestwielkość gwiazdowa”). W przypadku, gdy lucida danej konstelacji jest jednocześnie gwiazdąalfa i ma swoją oryginalną nazwę, podaję tylko ją. Dla przykładu: najjaśniejszą gwiazdągwiazdozbioru Woźnicy (łac. Auriga) jest alfa Aurigae — Kapella (zwana również Kozą).W przypadku, gdy lucidą nie jest gwiazda alfa, podaję w nawiasie występującą w jej nazwie greckąliterę lub inne oznaczenie: lucidą gwiazdozbioru Raka (łac. Cancer) jest Al Tarf — beta Cancri.

Tabela 1.2. Gwiazdozbiory i ich najjaśniejsze gwiazdy

Nazwa łacińska Skrót Nazwa polska Najjaśniejsza gwiazda Wielkość gwiazdowa

Andromeda And Andromeda Alpheratz 2,1

Antlia Ant Pompa alfa Antliae 4,3

Apus Aps Ptak Rajski alfa Apodis 3,8

Aquarius Aqr Wodnik Sadalsuud (beta Aquarii) 2,9

Aquila Aql Orzeł Altair 0,8

Ara Ara Ołtarz beta Arae 2,9

Aries Ari Baran Hamal 2,0

Auriga Aur Woźnica Kapella 0,1

Bootes Boo Wolarz Arktur –0,04


Tabela 1.2. Gwiazdozbiory i ich najjaśniejsze gwiazdy — ciąg dalszy


Caelum Cae Rylec alfa Caeli 4,5

Camelopardalis Cam Żyrafa beta Camelopardalis 4,0

Cancer Cnc Rak Al Tarf (beta Cancri) 3,5

Canes Venatici CVn Psy Gończe Cor Caroli 2,9

Canis Maior CMa Wielki Pies Syriusz –1,5

Canis Minor CMi Mały Pies Procjon 0,4

Capricornus Cap Koziorożec Deneb Algedi (delta Capricorni) 2,9

Carina Car Kil Kanopus -0,7

Cassiopeia Cas Kasjopea Szedar 2,2

Centaurus Cen Centaur Rigil Centaurus –0,3

Cepheus Cep Cefeusz Alderamin 2,4

Cetus Cet Wieloryb Deneb Kaitos (beta Ceti) 2,0

Chamaeleon Cha Kameleon alfa Chamaeleontis 4,1

Circinus Cir Cyrkiel alfa Circini 3,4

Columba Col Gołąb Phakt 2,6

Coma Berenices Com Warkocz Bereniki beta Comae Berenicis 4,3

Corona Australis CrA Korona Południowa alfa Coronae Australis 4,1

Corona Borealis CrB Korona Północna Gemma 2,2

Corvus Crv Kruk Gienah (gamma Corvi) 2,6

Crater Crt Puchar delta Crateris 3,6

Crux Cru Krzyż (Południa) Acrux 0,8

Cygnus Cyg Łabędź Deneb 1,3

Delphinus Del Delfin Rotanev (beta Delphinii) 3,6

Dorado Dor Złota Ryba alfa Doradus 3,3

Draco Dra Smok Etamin (gamma Draconis) 2,4

Equuleus Equ Źrebię Kitalpha 3,9

Eridanus Eri Erydan Achernar 0,5

Fornax For Piec alfa Fornacis 3,9

Gemini Gem Bliźnięta Polluks (beta Geminorum) 1,1

Grus Gru Żuraw Alnair 1,7

Hercules Her Herkules Kornephoros 2,8

Horologium Hor Zegar alfa Horologii 3,9




Hydra Hya Hydra Alfard 2,0

Hydrus Hyi Wąż Wodny beta Hydri 2,9

Indus Ind Indianin alfa Indi 3,2

Lacerta Lac Jaszczurka alfa Lacertae 3,8

Leo Leo Lew Regulus 1,4

Leo Minor LMi Mały Lew Praecipua (46 Leonis Minoris) 3,8

Lepus Lep Zając Arneb 2,6

Libra Lib Waga Zubenelschemali (beta Librae) 2,6

Lupus Lup Wilk alfa Lupi 2,3

Lynx Lyn Ryś alfa Lyncis 3,1

Lyra Lyr Lutnia Wega 0,0

Mensa Men Góra Stołowa gamma Mensae 5,1

Microscopium Mic Mikroskop gamma Microscopii 4,7

Monoceros Mon Jednorożec beta Monocerotis 3,7

Musca Mus Mucha alfa Muscae 2,7

Norma Nor Węgielnica gamma Normae 4,0

Octans Oct Oktant ni Octantis 3,7

Ophiuchus Oph Wężownik Rasalhague 2,1

Orion Ori Orion Rigel (beta Orionis) 0,1

Pavo Pav Paw Peacock 1,9

Pegasus Peg Pegaz Enif (epsilon Pegasi) 2,4

Perseus Per Perseusz Mirfak 1,8

Phoenix Phe Feniks Ankaa 2,4

Pictor Pic Malarz alfa Pictoris 3,2

Pisces Psc Ryby eta Piscium 3,7

Pisces Austrinus PsA Ryba Południowa Fomalhaut 1,2

Puppis Pup Rufa Naos (zeta Puppis) 2,3

Pyxis Pyx Kompas alfa Pyxidis 3,7

Reticulum Ret Sieć alfa Reticuli 3,4

Sagitta Sge Strzała gamma Sagittae 3,5

Sagittarius Sgr Strzelec Kaus Australis (epsilon Sagittarii) 1,9

Scorpius Sco Skorpion Antares 1,0




Sculptor Scl Rzeźbiarz alfa Sculptoris 4,3

Scutum Sct Tarcza (Sobieskiego) alfa Scuti 3,9

Serpens Ser Wąż Unukalhai 2,7

Sextans Sex Sekstant alfa Sextantis 4,5

Taurus Tau Byk Aldebaran 0,9

Telescopium Tel Teleskop alfa Telescopii 3,5

Triangulum Tri Trójkąt beta Trianguli 3,0

Triangulum Australe TrA Trójkąt Południowy Atria 1,9

Tucana Tuc Tukan alfa Tucanae 2,9

Ursa Maior UMa Wielka Niedźwiedzica Alioth (epsilon Ursae Maioris) 1,7

Ursa Minor UMi Mała Niedźwiedzica Gwiazda Polarna 2,0

Vela Vel Żagiel Suhail al Muhlif (gamma Velorum) 1,8

Virgo Vir Panna Spica (Kłos) 1,0

Volans Vol Ryba Latająca beta Volantis 3,8

Vulpecula Vul Lisek Anser 4,44

Rozpoznawanie gwiazd byłoby z pewnością o wiele łatwiejsze, gdyby miały one choćby małąetykietkę z nazwą, którą można byłoby dostrzec przez teleskop. Pocieszające jest jednak, że niemają one zastrzeżonych „numerów telefonu”, jak niektórzy ze starych znajomych, z którymirozpaczliwie próbujesz odnowić kontakt (o gwiazdach napiszę szerzej w III części tej książki).

Co szpieguję?Katalog Messiera i inne obiekty na niebieOpracowanie zasad dotyczących nazewnictwa gwiazd nie przysporzyło astronomom większychtrudności, co jednak uczynić z całą resztą istniejących we wszechświecie ciał niebieskich:galaktyk, mgławic, gromad gwiazd i innego kosmicznego towarzystwa (o którym powiemwięcej w części III). W roku 1774 francuski astronom Charles Messier opublikował listę około100 niewyraźnych obiektów widzianych na niebie przez ówczesne teleskopy i przyporządkowałim numery. Jego wykaz znany jest jako Katalog Messiera. Jeśli usłyszysz dziś, że GalaktykaAndromedy jest oznaczona symbolem M31, będziesz doskonale wiedzieć, w czym rzecz.Dziś na standardowy Katalog Messiera składa się 110 obiektów.

Kompletną listę oraz zdjęcia ciał niebieskich ujętych w Katalogu Messiera znajdziesz na stronieinternetowej międzynarodowej organizacji Students for the Exploration and Development ofSpace: http://www.seds.org/messier/. Jeśli zaś pragniesz udekorować swoją ścianę dyplomem uznaniaza obserwacje obiektów z Katalogu Messiera, na stronie http://www.astroleague.org/al/obsclubs/

messier/mess.html dowiesz się, jak go zdobyć.

http://www.seds.org/messier/

http://www.astroleague.org/al/obsclubs/messier/mess.html

http://www.astroleague.org/al/obsclubs/messier/mess.html


Doświadczeni astronomowie amatorzy biorą często udział w „maratonach messierowskich”,w czasie których w ciągu jednej, długiej nocy usiłują zaobserwować wszystkie obiekty ujętew katalogu. Nie ma się jednak co oszukiwać — podczas tego typu zawodów kontemplowaniepiękna obserwowanych galaktyk, mgławic i gromad schodzi na dalszy plan. Najlepiej bezpośpiechu sycić oczy ich urodą. Obiektom z Katalogu Messiera poświęcona jest wspaniałaksiążka Stephena J. O’Meary The Messier Objects (Cambridge University Press and Sky Publishing,1998); znajdziesz w niej m.in. wskazówki dotyczące obserwacji poszczególnych obiektów.

Prócz gwiazd i planet naukowcy potwierdzają istnienie tysięcy innych ciał niebieskichzlokalizowanych w kosmosie: gromad gwiazd, mgławic i galaktyk. Ponieważ Messier nieumieścił ich w swoim katalogu i nie nadał im nazw, uczynili to astronomowie działającyw czasach późniejszych. Wyszukanie tych ciał niebieskich w spisach i na mapach nieba ułatwiająnadane im oznaczenia NGC (New General Catalogue) i IC (Index Catalogue). Dla przykładuprzepiękna podwójna gromada otwarta w gwiazdozbiorze Perseusza składa się z dwóch gromad:NGC 869 i NGC 884.

Im mniejsza, tym jaśniejsza,czyli czym jest wielkość gwiazdowaAtlas nieba, mapy poszczególnych konstelacji czy wykazy gwiazd zawierają zawsze informacjeo wielkości gwiazdowej każdej gwiazdy, stosowanej do oznaczania blasku poszczególnychobiektów. Jeden ze starożytnych uczonych greckich, Hipparchos z Nikei, podzielił wszystkieobserwowane przez siebie gwiazdy na sześć klas. Do pierwszej grupy zaliczył gwiazdy najjaśniejsze,do drugiej nieco mniej jasne itd. aż do najsłabszych w grupie ostatniej.

Zwróć uwagę, że w odróżnieniu od najczęściej używanych skal i jednostek miar w przypadkugwiazd im mniejsza jej wielkość gwiazdowa, tym jest ona jaśniejsza. Mimo wszystko Grecynie byli doskonali i nawet Hipparchos miał swoją piętę Achillesa: nie pozostawił w swoimsystemie miejsca na najjaśniejsze precyzyjnie zmierzone gwiazdy.

Znanych jest bowiem kilka gwiazd o magnitudo 0 bądź nawet ujemnym. Syriusz — dla przykładu— ma jasność –1,5, a jasność Wenus, najjaśniejszej planety na niebie, wynosi niekiedy –4(dokładna wartość jest zmienna i zależy od kilku czynników, m.in. odległości Wenus od Ziemii jej usytuowania względem Słońca).

Kolejne przeoczenie: Hipparchos nie stworzył klasy dla gwiazd, których nie dostrzegał.Naturalnie w swoim czasie nie mogło to być uznane za niedopatrzenie, jako że nikt nie miałnajmniejszego pojęcia, że istnieją jeszcze gwiazdy inne poza obserwowanymi. Współczesnaastronomia zna jednak miliardy gwiazd niepoddających się obserwacji nieuzbrojonym okiem,a przecież wszystkie one mają określoną wielkość gwiazdową. Wchodzimy tu już w niecowyższe magnituda: jasność 7 i 8 mają gwiazdy obserwowane bez problemu przez lornetkę;dobry, przeznaczony do domowego użytku teleskop pozwala dostrzec obiekty 10 i 11wielkości gwiazdowej. Jasność (kto wie, czy bardziej na miejscu nie byłoby „ciemność”)najsłabszych obiektów obserwowanych w obserwatorium projektu badawczego PalomarObservatory Sky Survey wynosi 21 magnitudo; jeszcze słabsze są ciała niebieskie fotografowaneprzez Kosmiczny Teleskop Hubble’a, sięgające niemal niewyobrażalnej wielkości gwiazdowej 30,a nawet 31.


Liczby nie kłamią: matematyka jasnościGwiazdy pierwszej wielkości gwiazdowej są około 100razy jaśniejsze aniżeli szóstej. By być dokładnym, sąone około 2,512 razy jaśniejsze od gwiazd drugiejwielkości, te z kolei są około 2,512 razy jaśniejsze odgwiazd trzeciej wielkości itd. (przy szóstym stopniuwielkości dochodzimy już do całkiem sporych liczb, jakpowiedzieliśmy, gwiazdy tej wielkości są około 100razy mniej jasne od najjaśniejszych, pierwszej wielko-ści). Matematycy bez problemu dostrzegą tutaj potę-gowanie. Różnica jednej wielkości gwiazdowej oznacza,że obiekty różnią się jasnością około 2,512 razy, a ści-ślej rzecz biorąc, pierwiastek piątego stopnia ze 100(oznacza to, że jeśli pięciokrotnie pomnożysz liczbęprzez siebie samą: 2,512 × 2,512 × 2,512 × 2,512 ×2,512, rezultat, jaki otrzymasz, będzie zbliżony do stu).Jeśli wątpisz w moje słowa, możesz sam przeprowadzićte obliczenia. Wynik, jaki otrzymasz, będzie zapewnenieco inny od podanego przeze mnie, to jednak efekt tego,że pominąłem część cyfr po przecinku.

Znając wielkość gwiazdową, jesteś więc teraz w sta-nie porównać, jak silna (bądź słaba) jest dana gwiazdaw porównaniu z inną. Jeśli dwie gwiazdy różnią się odsiebie pięcioma wielkościami gwiazdowymi (są np.pierwszej i szóstej wielkości gwiazdowej), jasność ob-serwowana pierwszej z nich jest w takim przypadku2,512 do potęgi 5 większa od jasności obserwowanejdrugiej. Za pomocą najprostszego kalkulatora policzysz,że pierwsza jest ponad 100 razy jaśniejsza od drugiej.

Jeśli porównywane obiekty dzieli różnica sześciu wiel-kości gwiazdowych, pierwsza z nich jest około 250 razyjaśniejsza od drugiej. A jeśli zapragniesz zestawićgwiazdy pierwszej i jedenastej wielkości gwiazdowej,podnosząc 2,512 do potęgi 10, otrzymasz wynik około10 000 — tyle razy pierwsza z gwiazd jest jaśniejszaod drugiej.

Najsłabsze obiekty obserwowane za pomocą telesko-pu Hubble’a dzieli około 25 wielkości gwiazdowych odobiektów poddających się obserwacji nieuzbrojonymokiem (zakładając, że masz normalny wzrok i umiejętno-ści obserwacji — niektórzy eksperci, jak i pewna liczbamitomanów utrzymują, że potrafią dostrzec gwiazdysiódmej wielkości!). Mówiąc o tak słabych obiektach,trudno sobie uświadomić, że mówimy o piątej wielko-ści gwiazdowej podniesionej do piątej potęgi, co od-powiada — uwaga — różnicy jasności wynoszącej100 do potęgi piątej razy! Innymi słowy, KosmicznyTeleskop Hubble’a jest w stanie zaobserwować ciałaniebieskie 100 × 100 × 100 × 100 × 100 (czyli 10miliardów razy słabsze aniżeli te dostrzegane przezludzkie oko). Ale tego chyba należało oczekiwać poteleskopie wartym miliard dolarów? Całe szczęście, żenie kosztował 10 miliardów.

Pamiętaj, że dobry teleskop możesz kupić już za niewieleponad tysiąc złotych, a najlepsze zdjęcia wykonaneprzez wart fortunę teleskop Hubble’a możesz znaleźćw Internecie na stronie http://www.stsci.edu/resources/.

Spoglądamy na lata (świetlne)Odległości pomiędzy gwiazdami i innymi obiektami poza naszym Układem Słonecznymmierzone są w latach świetlnych. Jeden rok świetlny odpowiada w przybliżeniu 9,4607 × 1015

metrów.

Niewtajemniczonym zdarza się mylić „rok świetlny” z „kalendarzowym”, jednostką miaryczasu. Rok świetlny to jednak w istocie jednostka odległości, a nie czasu — jest to dystans, jakiw ciągu roku przebywa światło, mknąc w przestrzeni kosmicznej z niewyobrażalną prędkościąbliską 300 tysięcy kilometrów na sekundę.

Co za tym idzie, obserwując obiekt w kosmosie, widzisz go takim, jakim był, gdy opuszczało goemitowane przez niego światło. Rozważ poniższe przykłady:

Astronomowie obserwujący eksplozję na Słońcu nie są jej świadkami w czasierzeczywistym, światło potrzebuje bowiem 8 minut, aby ze Słońca dotrzeć do Ziemi.

http://www.stsci.edu/resources/


Proxima Centauri, najbliższa Ziemi (po Słońcu) gwiazda, znajduje się w odległościokoło czterech lat świetlnych. Astronomowie nie obserwują jej takiej, jaka jest obecnie,lecz jaką była mniej więcej cztery lata temu.

Jesienią, przy bezchmurnym, nocnym niebie odszukaj na firmamencie GalaktykęAndromedy, najodleglejszy obiekt, jaki można zaobserwować nieuzbrojonym okiem.Światło, które dostrzeżesz, opuściło galaktykę około 2,6 miliona lat temu. Gdyby zasprawą jakichś dziwnych zdarzeń galaktyka nagle zniknęła, stwierdzilibyśmy to dopierogrubo ponad 2 miliony lat po fakcie (zajrzyj do rozdziału 12., gdzie znajdziesz więcejporad dotyczących obserwacji galaktyk).

Podsumowując:

Spoglądając w kosmos, w rzeczywistości spoglądasz w przeszłość.

Naukowcy nie opracowali jeszcze metody, która pozwoliłaby ustalić, jak wygląda w tymmomencie dane ciało niebieskie.

Obserwując niektóre wielkie, jasne gwiazdy położone w odległych galaktykach, musisz zdawaćsobie sprawę, że być może od dawna już nie istnieją. Niektóre duże gwiazdy „żyją”jedynie 10 – 20 milionów lat. Jeśli znajdują się w galaktyce odległej od Ziemi o — dajmyna to — 50 milionów lat świetlnych, spoglądasz w rzeczywistości na obiekty zbliżające siędo swojego kresu bądź wręcz już nieistniejące. Nie świecą już w tej galaktyce, są martwe.

Gdyby wysłać błysk światła w kierunku którejś z najodleglejszych galaktyk obserwowanychprzez teleskop Hubble’a lub inny z potężniejszych teleskopów, musiałoby minąć około12 miliardów lat, zanim światło dotarłoby do celu, najdalsze obserwowane galaktyki dzielibowiem od Ziemi odległość 12 000 000 000 lat świetlnych (co więcej, należy wziąć pod uwagę,że wszechświat nieustannie się rozszerza, zatem w chwili, gdy światło dotrze do owychgalaktyk, odległość będzie jeszcze większa). Astronomowie przewidują jednak, że za około5 – 6 miliardów lat Słońce zwiększy swoje rozmiary, niszcząc tym samym całe życie na Ziemi.Takie przedsięwzięcie byłoby więc jedynie nic nieznaczącą manifestacją naszego, byłego już,istnienia, sygnałem świetlnym nadanym z kosmicznego piekarnika.

Wciąż w ruchu. Pozycje gwiazdAstronomowie zwykli przyjmować, że w odróżnieniu od wędrujących po nieboskłonie planetgwiazdy są „nieruchome”. W rzeczywistości jednak gwiazdy znajdują się w nieustannymruchu, zarówno pozornym, jak i rzeczywistym. Ziemia obraca się wokół własnej osi, a wrazz nią obraca się niebo nad naszymi głowami. Gwiazdy wschodzą i zachodzą niczym Słońcei Księżyc, tyle tylko, że cały czas „związane” są ze sobą w stałym szyku; gwiazdy tworząceWielką Niedźwiedzicę nie przemieszczą się nagle do gwiazdozbioru Małego Psa czy Wodnika.Poszczególne konstelacje pojawiają się nad horyzontem o różnym czasie, widoczne z różnychmiejsc na naszej planecie o różnych porach roku.

W rzeczywistości jednak gwiazdy wchodzące w skład Wielkiej Niedźwiedzicy (jak i wszystkichinnych konstelacji) poruszają się względem siebie z zawrotnymi prędkościami mierzonymiw setkach kilometrów na sekundę. Obiekty te są jednak oddalone od Ziemi tak bardzo, iżtylko precyzyjne pomiary, dokonywane w określonych przedziałach czasowych, pozwalająwykryć wspomniane przemieszczanie się gwiazd. Za 20 tysięcy lat gwiazdy formująceWielką Niedźwiedzicę będą tworzyć na niebie kompletnie inny wzór. Kto wie, może naprawdęzacznie on przypominać wielką niedźwiedzicę?


Tajemniczy skrót j.a.Ziemię dzieli od Słońca przeciętnie około 150 milionówkilometrów — to tzw. jednostka astronomiczna (j.a.bądź AU od ang. Astronomical Unit). Odległości pomię-dzy obiektami w Układzie Słonecznym są z reguły wy-rażane właśnie w jednostkach astronomicznych.

W artykułach prasowych, publicznych wypowiedziachczy książkach popularnonaukowych astronomowiepodają, jak daleko badane przez nich galaktyki i gwiazdy

znajdują się „od Ziemi”. Jednak w czasopismach na-ukowych bądź w dyskusjach we własnym kręgu mowajest zawsze o odległości od Słońca, centrum naszegosystemu planetarnego. Jak łatwo się domyślić, ma toniewielkie znaczenie, bowiem odległości we wszech-świecie są tak ogromne, że jedna j.a. mniej bądź wię-cej nie robi żadnej różnicy. Dla naukowców liczy się jed-nak konsekwencja.

Na przestrzeni lat astronomowie wykonali tytaniczną pracę, mierząc i ustalając położeniemilionów gwiazd, z których duża część jest obecnie zestawiona w specjalistycznych katalogachi umieszczona na mapach nieba. Pozycja danego obiektu jest określana za pomocą układuwspółrzędnych równikowych równonocnych, znanego wszystkim astronomom — zarównoprofesjonalistom, jak i amatorom — jako rektascensja (RA) i deklinacja (Dec).

Rektascensja (RA) to pozycja gwiazdy na sklepieniu niebieskim, mierzona na niebiew płaszczyźnie wschód – zachód (analogicznie do długości geograficznej, wskazującejpołożenie określonego obiektu na Ziemi na wschód bądź zachód względem południkazerowego).

Deklinacja (Dec) to pozycja gwiazdy w układzie północ – południe, analogicznie doszerokości geograficznej, wskazującej lokalizację określonego punktu na Ziemina północ lub południe od równika.

Rektascensja mierzona jest zazwyczaj w jednostkach czasu: godzinach, minutach i sekundach.Deklinację podaje się z kolei w stopniach, minutach i sekundach kąta. Na minutę kątowąskłada się sześćdziesiąt sekund, tyle samo minut kątowych daje stopień, dziewięćdziesiąt stopnitworzy zaś kąt prosty. Podając wartość kąta, zazwyczaj pomija się przymiotnik „kątowy”,pozostawiając jedynie jednostkę miary.

Kilka prostych zasad pozwoli Ci zrozumieć zasady rektascensji i deklinacji i bezbłędnie czytaćmapy nieba (zobacz rysunek 1.3):

Północny biegun nieba to punkt, na który wskazuje przedłużona w kierunku północnymoś Ziemi. Jeśli staniesz na geograficznym biegunie północnym, odpowiadający mubiegun nieba znajdzie się dokładnie nad Tobą (jeśli tam będziesz, pozdrów ode mnieświętego Mikołaja, uważaj jednak, abyś nie zarwał lodu pod sobą — biegun północnyznajduje się bowiem na Oceanie Arktycznym).

Analogicznie południowy biegun nieba to punkt, na który wskazuje oś Ziemi przedłużonaw kierunku południowym. Stanąwszy na geograficznym biegunie południowym,odpowiadający mu biegun nieba znajdziesz dokładnie nad sobą. Mam nadzieję, że ubrałeśsię ciepło? Jesteś na Antarktydzie!

Mające kształt półokręgu wyimaginowane i jednakowej długości linie rektascensjizbiegają się na północnym i południowym biegunie nieba. Choć pozorne i czystoteoretyczne, są nanoszone na większość map nieba, aby ułatwić odszukanie gwiazdyo określonym RA.


RA i Dec — garść szczegółówGwiazda o rektascensji 2h00m00s położona jest dwiegodziny na wschód od obiektu o RA 0h00m00s. War-tość RA wzrasta od zachodu w kierunku wschodnim,począwszy od punktu o RA 0h00m00s położonego nalinii łączącej północny i południowy biegun nieba.Pierwsza z gwiazd może mieć deklinację — dajmy nato — północną 30º, druga zaś południową 15º25'12'',w kierunku wschód – zachód wciąż jednak dzielą je 2 h(oraz 45º25'12'' w kierunku północ – południe). Biegu-ny nieba: północny i południowy, leżące odpowiednionad północnym i południowym biegunem Ziemi, topunkty, wokół których pozornie obraca się sfera nie-bieska ze wschodzącymi i zachodzącymi gwiazdami.

Oto kilka szczegółów na temat jednostek rektascensjii deklinacji:

1 h (godzina) RA na firmamencie odpowiada 15ºziemskiego równika. 24 h RA to pełny okrąg nasferze niebieskiej, podobnie jak 24 × 15º daje

360º. 1m (minuta) RA to miara kąta na niebie, bę-dąca 1/60 godziny RA. 15º jest odpowiednikiem60 minut, 1 minuta to zatem ¼ º. 1s (sekunda) RAjest sześćdziesiąt razy mniejsza niż minuta.Deklinacja jest podawana w stopniach (podobniejak miara kąta okręgu) oraz w minutach i sekun-dach kątowych. 1º, odpowiadający na niebie roz-miarom dwóch Księżyców w pełni, jest podzielonyna 60 minut kątowych. Słońce i Księżyc w pełnimają na niebie szerokość 32 minut kątowych (32')każde, choć w rzeczywistości Słońce jest od na-szego satelity znacznie większe. Minuta kątowadzieli się z kolei na 60 sekund kątowych (60''). Jakiejskali są to wielkości? Gdy spoglądasz na gwiazdęprzez teleskop zwierciadłowy o dużym powiększe-niu, bywa, że zawirowania powietrza powodujązamazanie obrazu obiektu. W dobrych warunkach(brak zawirowań) obraz gwiazdy mierzy sobie 1 lub2 sekundy kątowe (1'' – 2'') szerokości. Pamiętaj —to sekundy, nie cale.

Wyimaginowane linie deklinacji (o jednakowej długości, podobnie jak linie rektascensji)przebiegają ponad odpowiadającymi im równoleżnikami. Jeśli więc znajdujesz się w Łęczycy(leżącej na szerokości geograficznej 52°03'N), punkt znajdujący się nad Twoją głowąbędzie miał zawsze deklinację dodatnią (tj. północną): + 52°03'; wartość RA z uwagi naciągły ruch Ziemi wokół własnej osi będzie się jednak stale zmieniać. Również i te liniesą nanoszone na mapy nieba.

Rysunek 1.3.Pojęcia, któremusisz znać,

aby właściwielokalizować

obiektyna niebie

Załóżmy, że chcesz odnaleźć północny biegun nieba widoczny z Twojego podwórka. Zwróćtwarz dokładnie w kierunku północnym, a następnie spójrz w punkt leżący na wysokości xstopni, gdzie x to długość geograficzna miejsca, w którym się znajdujesz. Przyjmuję, żemieszkasz w Stanach Zjednoczonych, Europie bądź innym miejscu na półkuli północnej.


Jeśli bowiem mieszkasz na półkuli południowej, nie masz szans na zobaczenie północnegobieguna nieba. Ale nie martw się, jest jeszcze południowy! Ustaw się dokładnie w kierunkupołudniowym, a następnie wyszukaj na niebie punkt, którego wysokość, mierzona w stopniach,będzie identyczna z szerokością geograficzną, na jakiej się znajdujesz.

W niemal każdym podręczniku astronomii symbol '' oznacza NIE cal, lecz sekundę kątową.Pomimo tego na każdym bez wyjątku uniwersytecie amerykańskim słuchacze wstępnegokursu Astronomy 101 nieodmiennie piszą na egzaminie: „Obraz gwiazdy miał około jednegocala średnicy”. Zawsze powtarzałem, że zrozumienie jest tysiąc razy skuteczniejsze niż bezmyślnewkucie na pamięć, niektórzy jednak nie są w stanie tego pojąć.

Są i dobre wiadomości: jeśli zamierzasz po prostu obserwować planety i gwiazdy, niekonieczniemusisz zawracać sobie głowę skomplikowanymi niekiedy aspektami rektascensji i deklinacji.Wystarczy, że wcześniej przygotujesz mapę nieba odpowiadającą określonej porze roku i żądanejgodzinie (można je znaleźć w wielu gazetach i czasopismach). Jeśli jednak chcesz wiedzieć, najakich zasadach układane są katalogi ciał niebieskich, sprawnie poruszać się po mapach niebaczy bezbłędnie „trafiać” teleskopem w poszukiwaną galaktykę — znajomość układu współrzędnychrównikowych może okazać się przydatna w praktyce.

A jeśli kupisz do tego jeden z tych (nomen omen) kosmicznych, „wypasionych” i zaskakująconiedrogich teleskopów sterowanych komputerem (zajrzyj do rozdziału 3.), wystarczy, żewprowadzisz współrzędne RA i Dec odkrytej niedawno komety, a urządzenie samo skierujesię na żądany obiekt (wraz z ogłoszeniem informacji o nowej komecie podawana jest z regułyjej przewidywana deklinacja i rektascensja w czasie kolejnych nocy, gdy przemierza ona niebo).

Grawitacja — siła, z którą lepiej nie igraćOd czasu, gdy Newton objawił się ze swoimi pracami, wszystko w astronomii kręci się wokółgrawitacji. Angielski uczony dowodził, iż jest to oddziaływanie, jakie powstaje pomiędzydwoma dowolnymi obiektami, a jego siła zależy od dzielącej je odległości i masy obu ciał: imwiększa masa danego obiektu, tym większe przyciąganie, im większa odległość między ciałami,tym wzajemne przyciąganie maleje.

Rozwinięta i udoskonalona przez Alberta Einsteina teoria grawitacji pomyślnie przeszła próby,którym nie sprostała jej newtonowska poprzedniczka. Teoria Newtona doskonale sprawdzałasię w przypadku zjawiska grawitacji doświadczanego na co dzień, jak słynne jabłko, które (o ileto prawda) spadło uczonemu na głowę. Teoria Einsteina trafnie przewidziała jednak efektyzdarzeń, jakie zachodzić będą w pobliżu obiektów o dużej masie, gdzie grawitacja jest bardzosilna. Einstein nie przedstawiał grawitacji jako siły, widział ją raczej jako zakrzywienieczasu i przestrzeni spowodowane samą obecnością ciała o dużej masie, np. gwiazdy. Sam ażsię skręcam na samą myśl o tym.

Newtonowska koncepcja grawitacji pozwoliła wyjaśnić następujące zagadnienia:

przyczyny, dla których Księżyc krąży wokół Ziemi, Ziemia wokół Słońca, Słońce wokółcentrum Drogi Mlecznej; ogólnie rzecz biorąc, dlaczego określone obiekty we wszechświeciekrążą wokół innych;

dlaczego określona gwiazda bądź planeta ma okrągły kształt;

dlaczego gazy i pył kumulują się w przestrzeni, tworząc nowe gwiazdy.


Ogólna Teoria Względności, koncepcja zaproponowana przez Einsteina, tłumaczy ponadto:

dlaczego gwiazdy widoczne w pobliżu Słońca podczas całkowitego zaćmienia wydają siębyć nieco „przesunięte”;

dlaczego istnieją czarne dziury;

dlaczego Ziemia, obracając się wokół własnej osi, przeciąga zakrzywioną przestrzeńi czas wokół siebie (fakt potwierdzony za pomocą satelitów krążących wokół Ziemi).

Więcej na temat czarnych dziur (i to bez konieczności przyswojenia sobie Ogólnej TeoriiWzględności) możesz przeczytać w rozdziałach 11. i 13. Znajomość wszystkich rozdziałów tejksiążki z pewnością uczyni Cię mądrzejszym, pamiętaj jednak, że na miano Einsteina zasłużyszwśród przyjaciół i tak jedynie wtedy, gdy zapuścisz włosy, zaczniesz chodzić w starym,brudnym swetrze, a fotografowany, będziesz wystawiał język.

Kosmos: wciąż w ruchuWszystko w kosmosie porusza się, wiruje, krąży. Obiekty we wszechświecie nie są w staniewytrwać choćby przez chwilę w jednym położeniu. Za sprawą grawitacji ciała niebieskienieustannie przyciągają inne obiekty: gwiazdy, planety, galaktyki, statki kosmiczne.Wszechświat nie ma środka.

Dla przykładu Ziemia:

…obraca się wokół własnej osi — zjawisko, które astronomowie nazywają rotacją.Pełny obrót wokół własnej osi zajmuje naszej planecie jeden dzień,

…krąży wokół Słońca ruchem obiegowym. Zatoczenie pełnego okręgu wokół naszejgwiazdy zajmuje Ziemi równy rok,

…obraca się wraz ze Słońcem po olbrzymiej orbicie wokół centrum Drogi Mlecznej;jeden pełny obrót trwa — bagatela — 226 milionów lat i dość dowcipnie nazywany jestrokiem galaktycznym,

…krąży wraz ze Słońcem i Drogą Mleczną wokół centrum Układu Lokalnego Galaktyk,grupy ponad 30 galaktyk usytuowanych w „naszym” zakątku wszechświata,

…mknie przez kosmos wraz z galaktykami Układu Lokalnego. To efekt opisanejprawem Hubble’a ogólnej ekspansji wszechświata, trwającej od chwili Wielkiego Wybuchu.

Wielki Wybuch (ang. Big Bang) to zdarzenie, które dało początek wszechświatowi,tworząc jednocześnie przestrzeń rozszerzającą się w zawrotnym tempie. Szczegółoweteorie na temat Wielkiego Wybuchu tłumaczą wiele zaobserwowanych fenomenówi z powodzeniem przewidziały kilka innych, hipotetycznych zjawisk, których nieobserwowano do momentu pojawienia się danej teorii (więcej na temat Big Bangi innych aspektów wszechświata w części IV).

Przypominasz sobie Ginger Rogers? Filmowa partnerka Freda Astaire’a naśladowaławszystkie jego ruchy, tyle że wstecz. Tym, kim dla Freda była Ginger, jest dla Ziemi Księżyc(choć nie wykonuje wszystkiego „do tyłu”). Nasz satelita dość powoli obraca się wokółwłasnej osi, wykonując pełny obrót w czasie niemal identycznym z czasem obiegu wokół Ziemi— niecałego miesiąca.


Również i Ty, jako mieszkaniec naszej planety, uczestniczysz w nieustannym obracaniu się,krążeniu, galaktycznym orbitowaniu, wędrówce Lokalnej Grupy Galaktyk, wreszcie w ekspansjiwszechświata. Robisz to bezwiednie, choćby jadąc co dzień do pracy. Następnym razem,gdy spóźnisz się kilka minut, poproś szefa, aby wziął to pod uwagę.

Rozdział 2

Dołącz do tysięcy— formy aktywności,źródła i materiały

W tym rozdziale:► Wstępujemy do klubu astronomicznego — Internet i nie tylko.► Magiczny świat planetariów i obserwatoriów.► Zloty miłośników astronomii, wyprawy i rejsy na zaćmienia, motele dla astronomów.

stronomia fascynuje ludzi na całym świecie. Gwiazdy i wszechświat pociągały już naszychpraprzodków u zarania dziejów podobnie jak nas dziś. Wczesne obserwacje kosmosu

doprowadziły do powstania najróżniejszego typu teorii na temat istoty wszechświata orazprzyczyn i celu nieustannego ruchu planet, gwiazd i komet. Gdy kierujesz wzrok ku niebu,wiedz, że razem z Tobą robią to setki tysięcy innych pasjonatów na całym świecie. W swymodkrywaniu zagadek kosmosu nie jesteś pozostawiony sam sobie — masz do dyspozycji pomocspecjalistów, publikacje i szereg innych źródeł, które pomogą Ci uczestniczyć w wielkimdziele zgłębiania tajemnic wszechświata.

W tym rozdziale przybliżę Ci te źródła oraz udzielę wskazówek, jak z nich korzystać i jak robićto efektywnie. Reszta zależy wyłącznie od Ciebie. Zatem — do dzieła!

Wiedza na temat źródeł, specjalistycznego sprzętu, jak i zrzeszających miłośników astronomiiorganizacji ułatwi Ci i uprzyjemni dalsze i bardziej zaawansowane zgłębianie przedmiotu — naturyobiektów w głębokim kosmosie oraz zachodzących tam zjawisk i fenomenów. Niezbędnewyposażenie opisuję w rozdziale 3.

Nie jesteś sam: kluby astronomiczne,strony internetowe i nie tylko

Masz do dyspozycji mnóstwo dostępnych na wyciągnięcie ręki informacji, organizacji, fachowcówi innych możliwości, które pomogą Ci zainicjować Twoją aktywność w świecie astronomiii zgłębiać kolejne jej zagadki. Wraz z innymi pasjonatami możesz pomóc badaczom śledzićtory ruchu gwiazd i planet, możesz również zaangażować się w działalność kół i klubówzrzeszających miłośników nieba, uczestniczyć w wykładach i pokazach instruktażowych.

A


W Internecie znajdziesz mnóstwo interesujących stron, publikacji i programów komputerowych,zawierających podstawowe informacje na temat astronomii i aktualnych wydarzeń na niebie.

Kluby astronomiczneNajlepszym sposobem, aby bez zbędnych wysiłków i niepotrzebnych wydatków zanurzyć sięw świat astronomii, jest wstąpienie do któregoś z kół miłośników astronomii i bezpośrednikontakt z osobami bardziej zaawansowanymi w temacie. Podczas cyklicznych spotkań starsi,doświadczeni „klubowicze” dzielą się swoją wiedzą ze stawiającymi dopiero pierwsze krokiw dziedzinie astronomii kolegami i udzielają im praktycznych wskazówek; co jakiś czaspojawia się z prelekcją lub pokazem slajdów działający w lokalnym ośrodku bądź występującygościnnie naukowiec. Członkowie klubu wymieniają porady dotyczące sprzętu: gdzie i jakkupić dobry, używany teleskop lub lornetkę i które produkty na rynku warte są tego, by wydaćna nie pieniądze.

Co więcej, kluby astronomiczne często organizują i finansują wspólne spotkania obserwacyjne.Odbywają się one zazwyczaj w czasie weekendu, bywają jednak i specjalne okazje, jak deszczmeteorów, zaćmienie Słońca lub Księżyca bądź inne, spektakularne wydarzenie na firmamencie.Tego typu imprezy to najlepsza okazja, aby zaznajomić się z astronomią w praktyce i „od kuchni”oraz by dowiedzieć się więcej na temat niezbędnego wyposażenia. Nie musisz nawet mieć zesobą swojego teleskopu, większość kolegów z pewnością chętnie udostępni Ci swój. Załóżjedynie ciepłe buty, weź ze sobą rękawiczki i czapkę. A przede wszystkim pamiętaj o uśmiechu!

Jeśli mieszkasz w dużym mieście lub na jego przedmieściach, istnieje duże prawdopodobieństwo,że w obserwacji nocnego nieba będą Ci przeszkadzać dobiegające z okolicy światła. O wielelepsze warunki do kontemplacji uroków nieba znajdziesz, jeśli wybierzesz się na wieś. Twojelokalne koło miłośników astronomii ma prawdopodobnie swoje wytypowane, ulubionemiejsca, w których zbiera się, by wspólnie prowadzić obserwacje. Będąc w tak licznej grupie,zupełnie nie musisz obawiać się o bezpieczeństwo.

Jeśli mieszkasz w dużym mieście lub ośrodku akademickim, najprawdopodobniej działaw nim koło miłośników astronomii. Aby je znaleźć, skorzystaj po prostu z Internetu, używającformularza lokalizacyjnego zamieszczonego na stronie www.skyandtelescope.com. Kluby i organizacjeznajdziesz, klikając Clubs & Organizations w zakładce Community. Wpisz nazwę swojego miasta,województwa lub kraju, a dowiesz się, gdzie w pobliżu Ciebie działa klub zrzeszający pasjonatówastronomii1. Dla przykładu: miłośnicy nocnego nieba z okolic Chorzowa mają do wyboruaż dwa kluby, pasjonaci astronomii z Poznania mogą zaś wstąpić do tamtejszego oddziałuterenowego Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, w którym zrzeszonych jestponad stu członków.

Warto sprawdzić również stronę internetową amerykańskiego „klubu klubów”, AstronomicalLeague: www.astroleague.org. Zamieszczona na niej lista organizacji i zrzeszeń, uszeregowanawedług nazw krajów, liczy sobie ponad 240 pozycji.

Strony internetowe, czasopisma, oprogramowanieZdobywanie informacji na temat astronomii nigdy nie było tak łatwe i przyjemne. Możeszwybierać spośród mnóstwa źródeł, w tym licznych stron internetowych, specjalistycznychczasopism, a także szeregu zaawansowanych programów komputerowych. Oto kilka wskazówek,jak znaleźć potrzebne informacje:

1 Strona ma, niestety, problemy z obsługą polskich znaków diakrytycznych — przyp. tłum.

http://www.skyandtelescope.com

http://www.astroleague.org

Rozdział 2: Dołącz do tysięcy — formy aktywności, źródła i materiały 45

Podróż przez cyberprzestrzeńW sieci znajdziesz strony poświęcone dowolnemu zagadnieniu astronomicznemu, a liczbazamieszczanych tam materiałów rośnie w zawrotnym, astronomicznym, można by rzec,tempie. Wiele adresów stron internetowych znajdziesz w trakcie lektury tej książki; jeśliposzukujesz informacji na temat — dajmy na to — określonej planety, roju meteorytówczy najbliższego zaćmienia Księżyca, Internet dostarczy Ci ich w satysfakcjonującej ilości.

Wydawcy magazynu „Sky & Telescope” stworzyli jedną z najlepszych stron internetowychpoświęconych astronomii: www.skyandtelescope.com. Zacznij swoją eksplorację nieba odsprawdzenia działu „This Week’s Sky at a Glance” („Rzut oka na niebo w tym tygodniu”)na stronie www.skyandtelescope.com/observing/ataglance/ (w języku angielskim). Znajdziesz taminformacje dotyczące widocznych w najbliższym czasie z Ziemi ciał niebieskich oraz zjawiskzachodzących na niebie.

Jako początkujący astronom masz pytania, na które nie znasz odpowiedzi? Istnieją stronyinternetowe, na których naukowcy z NASA lub innych organizacji i ośrodków badawczychchętnie zaspokoją Twoją ciekawość. Najmłodsi mogą dla przykładu zajrzeć na stronę (w językuangielskim) www.windows.ucar.edu/tour/link=/kids_space/ask.html, gdzie specjaliści chętnieodpowiedzą na dręczące ich pytania dotyczące astronomii. Ciekawą stroną tego typu w językupolskim jest http://baza.polsek.org.pl/.

W Polsce główną witryną internetową, od której warto zacząć podróż w świat astronomii,jest portal Astronomia.pl www.astronomia.pl.

…i czasopismaW salonach prasowych dostępnych jest wiele fachowych, poświęconych astronomii magazynów,dzięki którym poszerzysz swoją wiedzę i rozwiniesz umiejętności praktyczne. Dobrymrozwiązaniem jest prenumerata wybranego czasopisma; większość astronomów amatorówsubskrybuje co najmniej jedno pismo. Co więcej, jeśli wstąpisz do lokalnego koła miłośnikówastronomii, możesz w niektórych przypadkach liczyć na specjalne zniżki na prenumeratęktóregoś z ogólnokrajowych magazynów (więcej na ich temat w „Klubach astronomicznych”we wcześniejszej części rozdziału).

Warto sięgnąć po „Night Sky” (w języku angielskim), które w założeniu twórców ma byćpismem skierowanym do osób całkowicie początkujących w dziedzinie astronomii. Ukazujesię sześć razy w roku, masz zatem czas, by przed pojawieniem się kolejnego wydania gruntownieprzyswoić sobie informacje zawarte w poprzednim. Czasopismo możesz znaleźć takżew księgarniach przy planetariach i muzeach.

Gdy Twoja wiedza i umiejętności trochę okrzepną i poczujesz apetyt na publikacje dla niecobardziej zaawansowanych, sięgnij po jeden z magazynów „wielkiej dwójki” (i to dosłownie,biorąc pod uwagę ich rozmiary): „Sky & Telescope” (które publikowało „Night Sky”) lub„Astronomy” — oba w języku angielskim. Zamów egzemplarz próbny, zastanów się, którez czasopism uważasz za bardziej przydatne dla siebie, i zaprenumeruj je. Oba magazynymożesz zaprenumerować również online, na stronach: www.skyandtelescope.com orazwww.astronomy.com.

Miłośnicy nocnego nieba mieszkający w Kanadzie mogą zajrzeć do „SkyNews: The CanadianMagazine of Astronomy & Stargazing” — przyjemny dla oka, kolorowy periodyk do nabyciapoprzez Narodowe Muzeum Nauki oraz Technology Corporation. Zadzwoń pod numer1-866-759-0005 lub zajrzyj na stronę www.skynewsmagazine.com, gdzie znajdziesz więcejinformacji na temat prenumeraty.


http://www.skyandtelescope.com/observing/ataglance/

http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/kids_space/ask.html

http://baza.polsek.org.pl/

http://www.astronomia.pl


http://www.astronomy.com

http://www.skynewsmagazine.com


We Francji popularnym czasopismem poświęconym astronomii jest „Ciel & Espace”(www.cieletespace.fr), z kolei w Australii króluje „Sky & Space” (www.skyandspace.com.au), choć rosnącąpopularność zdobywa nowe pismo „Sky & Telescope Australia” (www.austskyandtel.com.au). Jeśliznasz język niemiecki, z pewnością zainteresuje Cię „Sterne und Weltraum” (www.suw-online.de).Gdziekolwiek mieszkasz, z pewnością znajdziesz tam czasopismo astronomiczne, które Cięusatysfakcjonuje.

W Polsce ukazują się dwa popularnonaukowe czasopisma o astronomii. Są to: dwumiesięcznik„Urania Postępy Astronomii” (urania.pta.edu.pl) oraz kwartalnik „Vademecum miłośnikaastronomii” (vademecum.astronomia.pl). Wiele astronomicznych zagadnień można też znaleźćw miesięcznikach „Wiedza i Życie” (www.wiz.pl) oraz „Świat Nauki” (www.swiatnauki.pl).

Niezależnie od tego, gdzie mieszkasz, z pewnością przyda Ci się „Observer’s Handbook”wydawany corocznie (w języku angielskim) przez Królewskie Towarzystwo AstronomiczneKanady (www.rasc.ca). Efekt wspólnej pracy dziesiątek ekspertów i specjalistów pozwoli Cijeszcze bardziej cieszyć się magią nocnego nieba.

Software dla astronomówProgram typu planetarium zainstalowany na Twoim komputerze to same korzyści. Dziękiniemu, siedząc wygodnie w fotelu, dowiesz się, jak wygląda (lub wyglądało) niebo w dowolniewybranym przez siebie dniu. Dobrze jest za jego pomocą „oswoić się” z niebem, zanimwyjdziesz na prawdziwe astronomiczne „łowy”. Niektórzy astronomowie używają tego typuprogramów do zaplanowania swoich sesji obserwacyjnych: nie chcąc tracić cennego czasui efektywnie wykorzystać ciemności, już zawczasu przygotowują listę obiektów, które będąśledzić.

Programy tego typu są dostępne w zróżnicowanych cenach, różnią się też wbudowanymifunkcjami. Regularnie uaktualniane wersje programów możesz znaleźć na płytach dołączanychdo czasopism astronomicznych i naukowych, a także na stronach internetowych (kilka z nichwymieniłem wcześniej). Aby zacząć, wystarczy Ci jeden program — być może będzie to jedynyprogram, jakiego będziesz w ogóle potrzebować. Jeśli nie masz pewności, który z programówplanetarium będzie najlepiej odpowiadał Twoim potrzebom, zapytaj bardziej doświadczonychkolegów astronomów w Twoim lokalnym klubie. Co sprawdziło się w ich przypadku, powinnosprawdzić się i w Twoim.

Oto kilka programów, które moim zdaniem mogą okazać się przydatne. Twój komputer musibyć wyposażony w napęd CD-ROM:

Choć różnego rodzaju komercyjne programy typu planetarium kosztowały mnie niekiedy300 dolarów i więcej, najbardziej zadowolony jestem z tego, za który zapłaciłem niecałe60 dolarów — najtańszą i najprostszą wersję Starry Night, dostępną na www.space.com.Po zakończeniu instalacji kliknij ikonę Starry Night — na ekranie Twojego komputerapojawi się kolorowy obraz nieba (nie będzie to obraz „na żywo”, a jedynie symulacja),który dopełniać będzie linia horyzontu i kilka drzew.Jeśli uruchomisz program w nocy, Twoim oczom ukaże się obraz gwiazd, planet i Księżycaodwzorowanych w taki sposób, jak gdyby były oglądane nieuzbrojonym okiem w Twojejlokalizacji (naturalnie przy przejrzystym niebie). Jeśli zaś skorzystasz z programu w dzień,zobaczysz obraz błękitnego nieba z naniesionym na nie Słońcem oraz elewacją (wysokośćSłońca nad powierzchnią horyzontu wyrażona w stopniach). Gdy uruchomisz StarryNight krótko po zachodzie słońca, na ekranie pojawi się ciemniejące stopniowo nieboi wyłaniające się z niego jasne punkciki gwiazd. Oglądasz realistyczny obraz świata nazewnątrz bez konieczności wychodzenia z domu! Po „komputerowym” zachodzie

http://www.cieletespace.fr

http://www.skyandspace.com.au

http://www.austskyandtel.com.au

http://www.suw-online.de

http://www.wiz.pl

http://www.swiatnauki.pl

http://www.rasc.ca

http://www.space.com


słońca nie spodziewaj się jednak zbyt wiele romantyzmu, wszak to program naukowy.Wypróbuj poszczególne opcje, przeciągaj obiekty myszą po niebie na ekranie lub zmieńniektóre ustawienia, a przekonasz się, jak wygląda firmament w dowolnym miejscu naświecie o dowolnej porze.

The Sky jest uznanym wśród znawców tematu programem typu planetarium z całymmnóstwem dodatkowych funkcji i opcji. W sprzedaży jest szereg wersji programu,zarówno dla początkujących, jak i zaawansowanych astronomów, w cenie od 49 do 279dolarów. Producentem programu jest firma Software Bisque z Golden w stanie Kolorado;na stronie www.bisque.com możesz zapoznać się z możliwościami, jakie oferuje program.

Prosty i — co ważne — darmowy program-planetarium znajdziesz na stroniewww.skyandtelescope.com. Interactive Sky Chart wyświetla na monitorze Twojegokomputera bieżący obraz nieba nad Greenwich w Londynie. Wystarczy jednakzmodyfikować nieco ustawienia, a uzyskasz obraz nieba charakterystyczny dla Twojejlokalizacji i pory, o jakiej zamierzasz prowadzić obserwacje. Konieczna rejestracja.

Wycieczka do obserwatorium i planetariumInformacje na temat sprzętu obserwacyjnego, programów badawczych i szeroko pojmowanejastronomii znajdziesz również w profesjonalnych obserwatoriach (placówkach wyposażonychw teleskopy większego kalibru, obsługiwane przez astronomów i wyspecjalizowanychpracowników) oraz ogólnodostępnych planetariach — specjalnie wyposażonych obiektachsłużących do odtwarzania wyglądu nieba w zaciemnionym pomieszczeniu, czemu towarzysząpodawane zrozumiałym dla niewtajemniczonych językiem wyjaśnienia dotyczące różnegorodzaju fenomenów zachodzących na firmamencie.

Kierunek — obserwatorium!Dziesiątki profesjonalnych obserwatoriów możesz znaleźć w samych Stanach Zjednoczonychi o wiele więcej poza nimi. Niektóre pełnią funkcję centrów badawczych kierowanych przezuczelnie wyższe bądź agencje rządowe. Za przykład niech posłuży Obserwatorium MarynarkiWojennej Stanów Zjednoczonych (zlokalizowane w centrum Waszyngtonu i strzeżone przezSecret Service; www.usno.navy.mil; na jego terenie mieści się rezydencja wiceprezydenta kraju)oraz placówki położone w dalekich, trudno dostępnych górach (jak choćby usytuowane nawysokości 4312 metrów, prowadzone przez uniwersytet w Denver obserwatorium na górzeMt. Evans Meyer-Womble, które reklamowane jest jako „najwyżej położone, czynneobserwatorium astronomiczne na świecie”; zajrzyj na stronę www.du.edu/~rstencel/MtEvans).Inne obserwatoria, zarządzane przez władze miejskie, szkoły czy organizacje typu non-profit,nastawiają się na działalność edukacyjną i propagowanie astronomii wśród społeczeństwa.

Obserwatoria badawcze są zazwyczaj zlokalizowane w miejscach o egzotycznie i dziwniebrzmiących nazwach, jak choćby obserwatorium Lowell (www.lowell.edu) na WzgórzachMarsowych w mieście Falstaff (Arizona, Stany Zjednoczone). To w nim w 1930 roku zostałodkryty Pluton. Jego założyciel — Percival Lowell — głęboko wierzył, że przez teleskopumieszczony na wzgórzu będzie w stanie dostrzec kanały na Marsie.

Narodowe Obserwatorium Słoneczne (www.sunspot.noao.edu), w którym kilka teleskopównieustannie wpatruje się w naszą gwiazdę, znajduje się w wiosce Sunspot w Nowym Meksyku,leżącej ponad miasteczkiem Cloudcroft; to z kolei znajduje się ponad miastem Alamogordo.

http://www.bisque.com


http://www.usno.navy.mil

http://www.du.edu/~rstencel/MtEvans

http://www.lowell.edu

http://www.sunspot.noao.edu


Uniwersytet Stanowy Georgia (www.chara.gsu.edu/HLCO) prowadzi obserwatoriumzlokalizowane około 80 kilometrów na wschód od Atlanty w Hard Labor Creek.

Niektóre obserwatoria znajdują się w pobliżu dużych miast, jak choćby obserwatoriumi planetarium Griffith (www.griffithobs.org) położone na terenie ogólnodostępnego parkuGriffith w Los Angeles (Kalifornia) czy obserwatorium Mt. Wilson (www.mtwilson.edu)działające w górach San Gabriel, wznoszących się nad „Miastem Aniołów”. Szczyt MountWilson, na którym została odkryta ekspansja wszechświata oraz pole magnetyczne Słońca,to cel wart wycieczki sam w sobie.

W obserwatorium na Mount Palomar (www.astro.caltech.edu/observatories/palomar/) w pobliżuSan Diego (Kalifornia) możesz obejrzeć słynny dwustucalowy teleskop, który przez dekadybył największy i zdecydowanie najlepszy na całym świecie. Również i dziś, choć zdystansowanyprzez nowsze i większe przyrządy obserwacyjne, teleskop na Mt. Palomar ma wciąż wielkiwkład w badania i rozwój wiedzy na temat wszechświata. W obserwatorium mieści się małemuzeum i sklep z pamiątkami.

Jednym z największych obserwatoriów na terenie kontynentalnych Stanów Zjednoczonychjest Narodowe Obserwatorium Kitt Peak (www.noao.edu/kpno/kpno.html), położone 90 kilometrówna zachód od Tucson w Arizonie. Instytucją, która sprawuje nadzór nad działalnościąobserwatorium, jest Narodowe Obserwatorium Astronomii Optycznej (www.noao.edu).Jeśli zaś fascynują Cię wielkie teleskopy, kilka spośród najpotężniejszych i najbardziejzaawansowanych, powstałych w Stanach Zjednoczonych, Kanadzie, Japonii i Wielkiej Brytanii,znajdziesz zebranych w obserwatoriach Mauna Kea (www.ifa.hawaii.edu/mko/maunakea.htm)— usytuowanych na szczycie wulkanu o tej samej nazwie na wyspie Hawaii.

Obserwatorium Maria Mitchell (www.mmo.org) na wyspie Nantucket w pobliżu Cape Cod(Massachussets) oferuje letnie kursy astronomii dla dzieci, wykłady, a także „otwarte nocneseanse obserwacyjne”.

Warto odwiedzić również obserwatoria radioastronomicznie, gdzie naukowcy „nasłuchują”fal radiowych dobiegających z gwiazd, a nawet poszukują sygnałów świadczących o istnieniuobcych cywilizacji. Amerykańskie Narodowe Obserwatorium Radioastronomiczne (www.nrao.edu)ma swoje placówki w pobliżu Socorro (Nowy Meksyk) oraz Green Bank (Wirginia Zachodnia)— obie chętnie witają zwiedzających.

Największym obserwatorium astronomicznym na terenie Polski jest Centrum AstronomiiUniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu (www.astri.umk.pl) położone we wsi Piwniceniedaleko Torunia. Obserwatorium przez cały rok przyjmuje wycieczki (w dzień), a przyokazji różnych wydarzeń organizuje też wieczorne pokazy nieba, na przykład podczasfestiwalu nauki.

Wykaz obserwatoriów astronomicznych znajdziesz na stronie „Sky & Telescope” — wystarczy,że posłużysz się tym samym formularzem, za pomocą którego poszukiwałeś klubów zrzeszającychmiłośników astronomii w Twojej okolicy (zajrzyj do podrozdziału „Kluby astronomiczne”we wcześniejszej części rozdziału). Otwórz stronę www.skyandtelescope.com/resources/organizations,zaznacz okno Observatory i — pozostawiając pole wyboru „miasta” puste — wybierz interesującyCię kraj. Jeśli wybierzesz Polskę, otrzymasz listę pięciu obserwatoriów.

Inną opcją jest strona internetowa http://cdsweb.u-strasbg.fr/astroweb/telescope.html, na którejznajdziesz opracowany przez AstroWeb spis obserwatoriów i publicznie dostępnych teleskopów.Na liście znajdują się placówki z całego świata, a także teleskopy umieszczone w kosmosie(aczkolwiek z dotarciem akurat do tych możesz mieć trudności).

http://www.chara.gsu.edu/HLCO

http://www.griffithobs.org

http://www.mtwilson.edu

http://www.astro.caltech.edu/observatories/palomar/

http://www.noao.edu/kpno/kpno.html

http://www.noao.edu

http://www.ifa.hawaii.edu/mko/maunakea.htm

http://www.mmo.org

http://www.nrao.edu

http://www.astri.umk.pl

http://www.skyandtelescope.com/resources/organizations

http://cdsweb.u-strasbg.fr/astroweb/telescope.html


W wielu tego typu instytucjach cyklicznie (co tydzień, miesiąc itp.) odbywa się dzień otwartydla wszystkich chętnych. Niektóre z nich na co dzień oferują możliwość zwiedzenia obiektuw towarzystwie przewodnika bądź któregoś z pracowników. Bywa, że znajdują się przy nichniewielkie muzea i sklepy z pamiątkami.

Wycieczka do planetariumPlanetaria to wymarzone miejsca dla osób zdobywających dopiero pierwsze szlify w dziedzinieastronomii. Na miłośników nocnego nieba czekają tam pokazy instruktażowe, a przedewszystkim wspaniałe projekcje, wyświetlane na kopule planetarium lub umieszczonymw jego wnętrzu dużym ekranie. Wiele z nich organizuje również nocne sesje obserwacyjne,odbywające się w najróżniejszych miejscach: przyległym parkingu, pobliskim parku,należącym do kompleksu obserwatorium itd. Tego typu placówki posiadają zazwyczaj dobrzezaopatrzony sklep, gdzie pasjonaci mogą zaopatrzyć się w poświęcone astronomii czasopismai publikacje, mapy i atlasy nieba itp. Obsługa planetarium chętnie udzieli Ci informacji natemat działalności lokalnego koła miłośników astronomii, bywa, że jego spotkania odbywająsię w samym planetarium, naturalnie poza godzinami otwarcia.

Nie przesadzę, jeśli powiem, że niemal wychowałem się w planetarium Hayden przyamerykańskim Muzeum Historii Naturalnej w Nowym Jorku. Przyznaję w sekrecie, że nieraz zdarzało mi wśliznąć tam bez biletu. Kierownictwo placówki było jednak na tyle miłe, żepozwoliło mi wygłosić przemówienie z okazji 50-lecia istnienia instytucji (również za darmo).I choć stare planetarium zostało zburzone, to w jego miejsce powstał nowy, wspaniały obiekt.Nie zapomnij odwiedzić Hayden podczas pobytu w Wielkim Jabłku. Wstęp jest dość drogi,jednak w dalszym ciągu tańszy niż bilet na rewię na Broadwayu, a „występujące” w Haydengwiazdy nigdy nie zapominają roli ani nie fałszują (nie próbuj tylko wchodzić bez biletu jak ja).

Loch Ness Productions z Massachusetts to prawdziwy potwór-gigant w branży planetariów:pod jego szyldem działa ponad 3300 placówek na całym świecie. Aby znaleźć planetarium tej sieciw Twojej okolicy, kliknij zakładkę Compendium na stronie www.lochnessproductions.com/index2.html.

Listę polskich planetariów możesz znaleźć na stronie www.planetarium.pl.

Wakacje z gwiazdami:spotkania obserwacyjne, wyprawyna zaćmienia, motele dla astronomów

Wakacje z astronomią to przyjemność dla ducha i uczta dla oczu. Do tego dochodzi koszt,który w przypadku wypraw śladem gwiazd bywa często znacząco niższy aniżeli konwencjonalneformy wypoczynku. Nie musisz wcale odwiedzać najmodniejszych kurortów, aby zobaczyćnaszych „wyniosłych” sąsiadów. Wyprawa tropem gwiazd może okazać się podróżą Twojegożycia, a Ty sam, powróciwszy do domu, będziesz jeszcze długo przeżywał nie to, co jadłeśi w jakim hotelu spałeś, ale co zobaczyłeś i robiłeś.

Na tych, którzy mogą sobie na to pozwolić, czekają rejsy szlakiem zaćmienia Słońca. Jeśli lubiszoceaniczne wyprawy, nie powinieneś się wahać: tego typu podróż nie uszczupli Twojegoportfela bardziej niż zwykły rejs, który nie oferuje bynajmniej „niebiańskiej” nagrody. Wartozorientować się w ofertach firm organizujących tego rodzaju podróże — być może uda Ci się

http://www.lochnessproductions.com/index2.html

http://www.planetarium.pl


znaleźć rejs w okazyjnej, zniżkowej cenie. Różnego rodzaju zloty, imprezy obserwacyjne,obozy astronomiczne, jak również hotele ukierunkowane głównie na gości z teleskopami tododatkowe opcje spędzenia wolnego czasu, o których opowiem o nieco więcej w dalszej częścirozdziału. Nie zwlekaj więc — poproś sąsiadów o opiekę nad psem i pakuj walizy!

Ruszaj na gwiezdny zlot!Zloty miłośników astronomii to cykliczne spotkania amatorów nocnego nieba odbywające sięzazwyczaj na świeżym powietrzu. Setki astronomów amatorów rozstawiają swoje teleskopy(niektóre wykonane własnoręcznie) i oddają się oglądaniu nieba (bądź przygotowany na liczne„ochy” i „achy”). Konstruktorzy najlepszych domowych teleskopów i innego wyposażeniaotrzymują zazwyczaj nagrody ufundowane przez organizatorów imprezy. Jeśli pogoda zawiedzie,uczestnicy zlotu oglądają pokazy slajdów w zlokalizowanej w pobliżu sali bądź przygotowanymspecjalnie na czas imprezy namiocie. Część uczestników nocuje zazwyczaj we własnychnamiotach w pobliżu miejsca zlotu, inni wynajmują niedrogie kwatery w okolicy. Spotkaniatrwają niekiedy kilka dni i nocy (bywa, że i tydzień) i przyciągają setki, jeśli nie tysiąceastronomów-amatorów i konstruktorów teleskopów. Najsłynniejsze zloty doczekały sięwłasnych stron internetowych, na których znajdziesz zdjęcia z ubiegłych imprez, informacje natemat nadchodzącej, opisy atrakcji i wiele innych.

Najsłynniejsze zloty miłośników astronomii w Stanach Zjednoczonych to:

Stellafane w Vermont (http://stellafane.org/);

Texas Star Party — sam na sam z gwiazdami w stanie samotnej gwiazdy(www.texasstarparty.org);

RTMC Astronomy Expo — wznieś się wysoko i sięgnij gwiazd podczas zlotu na wysokościponad 2300 metrów w kalifornijskich górach San Bernardino (www.rtmcastronomyexpo.org);

Enchanted Skies Star Party na pustyni w Nowym Meksyku (http://enchantedskies.org/);

przejdź na ciemną stronę podczas Nebraska Star Party w górach Sandhills(www.nebraskastarparty.org).

Również i polscy miłośnicy nocnego nieba mają swoje cykliczne spotkania: zbierają się m.in.na Ogólnopolskich Spotkaniach Astronomicznych (http://osa.teleskopy.net/) oraz OgólnopolskimZlocie Miłośników Astronomii (http://ozma.astronomia.pl/).

Zachęcam Cię, abyś wybrał się kiedyś na przynajmniej jedno ze wspomnianych, najbardziejrozpoznawalnych w środowisku astronomów spotkań. Za pomocą formularza wyszukiwaniana stronie www.skyandtelescope.com/community/calendar znajdziesz tymczasem spotkanie miłośnikówgwiazd lub inną tego typu imprezę w Twojej okolicy.

Idź na całość — wyprawy na zaćmienie SłońcaNic dodać, nic ująć — to po prostu zaplanowane i przygotowane w najmniejszych szczegółachpodróże do miejsc, w których można obserwować całkowite zaćmienie Słońca. Astronomowiesą w stanie z dużym wyprzedzeniem przewidzieć, kiedy i gdzie to zjawisko będzie widoczne.Należy pamiętać, że miejsca, w których możliwe będzie obserwowanie zaćmienia, są ograniczonedo stosunkowo wąskiego pasa lądu (bądź morza). Możesz więc zostać w domu i czekać nazaćmienie w wygodnym fotelu, obawiam się jednak, że musiałbyś żyć bardzo długo, abydoświadczyć choćby jednego. Jeśli więc brak Ci cierpliwości, powinieneś rozważyć alternatywę,

http://stellafane.org/

http://www.texasstarparty.org

http://www.rtmcastronomyexpo.org

http://enchantedskies.org/

http://www.nebraskastarparty.org

http://osa.teleskopy.net/

http://ozma.astronomia.pl/

http://www.skyandtelescope.com/community/calendar


jaką jest podróż tropem zaćmienia — następne całkowite zaćmienie Słońca będzie widocznew Polsce dopiero… 7 października 2135 roku.

Dlaczego wartoJeśli zaćmienie będzie widoczne w okolicy leżącej blisko Twojego miejsca zamieszkania,naturalnie nie ma potrzeby zapisywania się na zorganizowaną wyprawę. Co więcej, jeśli jesteśdoświadczonym globtroterem, większych trudności nie powinna sprawić Ci również podróżw dalsze rejony świata. Rozważ jednak następującą rzecz: specjaliści w dziedzinie meteorologiii astronomii potrafią z dużym wyprzedzeniem przewidzieć i wskazać miejsca, w którychzjawiska będzie można doświadczyć najpełniej. Z reguły są one położone z dala od wielkichmetropolii i siłą rzeczy oferta noclegowo-gastronomiczna będzie tam ograniczona. Czeka Ciępodróż do zupełnie przypadkowych miejsc na naszym globie. Miej na uwadze, że agencjeturystyczne i przedsiębiorcze jednostki natychmiast, całe lata wcześniej, rezerwują większość(jeśli nie wszystkie) miejsc noclegowych w rejonie najlepszej widzialności przyszłego zaćmienia,gdy informacja o tym zostanie ogłoszona przez specjalistów. Nowicjusze i zapominalscy,zwłaszcza ci, którzy przybywają tam na własną rękę, raczej nie mają co liczyć na szczęście.

Organizator wyprawy angażuje zazwyczaj meteorologa i grupę profesjonalnych astronomów(bywa, że jestem wśród nich i ja!). Wycieczka zorganizowana ma więc niezaprzeczalnąprzewagę: doświadczony specjalista czuwa nad tym, by skierować grupę w miejsce, dla któregoprognozy przewidują najlepszą pogodę i widzialność, zawodowi astronomowie zademonstrująsposoby bezpiecznego fotografowania zjawiska, a dysponujący odpowiednią wiedzą ekspertopowie o zaćmieniach w przeszłości, rozśmieszy anegdotami, przybliży najnowsze odkryciaw dziedzinie badań nad Słońcem i kosmosem. Jeśli zboczycie z utartych szlaków i zanurzyciesię w pozbawione cywilizacji, dzikie tereny, osoba mająca rozeznanie w nawigacji dopilnujeza pomocą GPS, aby grupa stale znajdowała się na właściwym, wyznaczonym kursie.

Wieczór po zaćmieniu to czas na powtórkę przeżyć. Każdy z uczestników wyprawy prezentujenagrania wideo: stopniowo ciemniejącego nieba, ptaków umykających do swoich kryjówek,pechowców wywracających teleskop w najbardziej nieodpowiednim momencie,podekscytowanych widzów wydających pełne zachwytu westchnienia. I naturalnie samegomomentu zaćmienia — raz za razem, bez końca.

I Ty możesz mieć wkład w badania naukoweWiedz, że za sprawą swojej pasji również i Ty możeszmieć wkład w badania naukowe. Zainteresuj się kra-jowymi i międzynarodowymi projektami badawczymi,które mógłbyś zasilić zgromadzonymi przez siebie ob-serwacjami i danymi. Jakież ma bowiem znaczenie, żeTwoja lornetka odpada w przedbiegach w „konfronta-cji” z dwoma dziesięciometrowymi teleskopami Ob-serwatorium Kecka? Wystarczy pochmurne, deszczo-we niebo nad Mauna Kea, a cała aparatura staje siębezużyteczną stertą żelastwa. W tym samym czasienad Twoją miejscowością może przemknąć ogromnakula ognista, a Ty będziesz jedynym obserwatorem,który ją zobaczy.

Tajne satelity amerykańskiego Ministerstwa Obronyoraz zupełnie przypadkowy filmowiec-amator wypoczy-

wający w Parku Narodowym Glacier zarejestrowali obrazjednego z najbardziej spektakularnych meteorów wszech-czasów. Amatorskie nagranie tego niecodziennegozjawiska pojawia się niemal w każdym emitowanymw telewizji filmie dokumentalnym poświęconym me-teorom, asteroidom i kometom. Kto wie, może pewnegodnia szczęście uśmiechnie się również i do Ciebie?

Przyłącz się do rzesz astronomów amatorów i zainte-resuj się projektami, które polecam Ci na kartach tejksiążki. Naturalnie możesz prowadzić swoje obserwa-cje całkowicie sam, jednak skonsultowanie ich wynikówz osobą bardziej doświadczoną może rozwiać wieleTwoich wątpliwości. Szukaj jej w swoim lokalnym klubiemiłośników astronomii.


Jeśli nie jesteś jeszcze przekonany o zaletach zorganizowanej wyprawy na zaćmienie, być możeprzekona Cię argument finansowy: zagraniczny wyjazd grupowy będzie zawsze tańszy odpodróży zorganizowanej na własną rękę (i o wiele bardzie satysfakcjonujący aniżeli bezczynneczekanie przez 125 lat).

Na morzu czy na lądzie?Dla „łowców” zaćmień wyprawa łodzią jest o wiele lepszym rozwiązaniem niż podróż lądem,niestety również i droższym. Na morzu kapitan i nawigator mają zawsze „dwa stopnieswobody” — jeśli znajdujący się na pokładzie meteorolog na dzień przed przewidywanymzaćmieniem nakaże: „200 mil na południowy zachód” (gdyż według najświeższej prognozywłaśnie tam będą panować najlepsze warunki obserwacyjne), kapitan może bez większychtrudności skierować jednostkę na żądany kurs. Tymczasem na lądzie autobus porusza sięjedynie po drodze, co znacznie ogranicza jego mobilność i sprawia, że nie zawsze jedzie ontam, dokąd powinien. Jeśli nie ma odpowiedniej drogi, zmuszony będziesz tłoczyć sięw towarzystwie dziesiątek gapiów, usiłujących w ostatniej chwili znaleźć miejsce, skądwidoczność będzie dobra. Na morzu ten problem zupełnie Cię nie dotyczy: kursu pilnujezałoga, a Ty układasz się wygodnie na leżaku, sączysz Piña Coladę i z aparatem fotograficznymna podorędziu czekasz na zaćmienie Słońca.

W swojej karierze astronoma widziałem już wiele zaćmień Słońca. Moje doświadczeniapozwoliły mi na pewną obserwację: jeśli pozostaniesz na lądzie, zaćmienie uda Ci sięobejrzeć mniej więcej w połowie przypadków. Jeśli jednak zdecydujesz się na wyprawęmorską — zaćmienie Słońca masz gwarantowane.

Dokonaj właściwego wyboruOgłoszenia organizatorów podróży i rejsów na zaćmienie znajdziesz zarówno w prasieastronomicznej, jak i magazynach popularnonaukowych, możesz również dokonać rezerwacjipoprzez biuro podróży. Bywa, że tego rodzaju wyprawy finansują różnego rodzaju organizacje:stowarzyszenie absolwentów którejś z wyższych uczelni, kluby, studenckie organizacjesamopomocowe itd.

Oto, jak znaleźć właściwą wyprawę na zaćmienie:

Przejrzyj stare i aktualne wydania czasopism astronomicznych. W większościz nich znajdziesz kalendarz zaćmień Słońca na najbliższych kilka lat. Skontaktuj sięz ekspertami i zapytaj, gdzie warto przeżyć to fascynujące zjawisko.

Zapoznaj się z ofertą organizatorów tego typu wyjazdów. Które z firm organizująwyjazdy do miejsc interesujących Cię najbardziej? Postaraj się o broszury i prospektyreklamowe biur podróży, agencji turystycznych i linii żeglugowych. Zajrzyj na ich stronyinternetowe. Organizatorzy często chwalą się swoimi dotychczasowymi dokonaniami— warto zapoznać się z nimi i na tej podstawie ustalić jakość świadczonych usług.

Motele astronomiczneMotele astronomiczne to instytucja w Polsce stosunkowo nieznana: to nic innego jak miejsce,którego główną atrakcją jest ciemne, rozgwieżdżone niebo, doskonała lokalizacja i możliwośćrozstawienia własnego teleskopu. Zazwyczaj w tego rodzaju miejscach można (z regułyza dodatkową opłatą) również sprzęt wypożyczyć.


Niektóre warte odwiedzenia motele astronomiczne w Stanach Zjednoczonych:

Star Hill Inn w położonym na wysokości prawie 2200 metrów Sapello w NowymMeksyku — pionier w dziedzinie oferty noclegowej skierowanej do miłośnikówastronomii;

Astronomers Inn w Benson (Arizona), gdzie znajdziesz dwudziestocalowy teleskop.Możesz zatrzymać się w Galaxy Room (www.astronomersinn.com), które ma własneplanetarium i sufit w kształcie kopuły;

The Observers’s Inn mieści się w historycznej kopalni złota w Julian (Kalifornia).Hotel bardzo ucierpiał w trakcie ogromnych pożarów lasów w 2005 roku, jednakszybko został przywrócony do dawnej postaci (www.observersinn.com);

StarGazers Inn & Observatory w kalifornijskim Big Bear Lake to luksusowy hotel typubed & breakfast. Do użytku gości są tu teleskopy i lornetki, a po całej nocy „orbitowania”strudzeni miłośnicy nieba znajdą relaks w oświetlonych światłem świec łazienkachz gorącą kąpielą (www.stargazersinn.com).

Entuzjaści rozgwieżdżonego nieba znajdą podobne instytucje również w Europie:

COAA (Centro de Observação Astronómica no Algarve) w południowej Portugalii;goście mają do dyspozycji co najmniej cztery teleskopy. Na terenie obiektu do wynajęciasą trzy apartamenty (www.coaa.co.uk);

Fieldview Guest House — położony we wschodniej Anglii, z dala od głównych dróg,pensjonat typu bed & breakfast; do dyspozycji gości sześć teleskopów (www.fieldview.net).

http://www.astronomersinn.com

http://www.observersinn.com

http://www.stargazersinn.com

http://www.coaa.co.uk

http://www.fieldview.net

Rozdział 3

Wyruszamy na łowy:sprzęt do obserwacji nieba

W tym rozdziale:► Oswajamy się z nocnym niebem.► Obserwujemy obiekty okiem nieuzbrojonym.► Robimy właściwy użytek z lornetki i teleskopu.► Tworzymy niezawodny plan obserwacji.

eśli kiedykolwiek zdarzyło Ci się wyjść z domu na zewnątrz i spoglądać w niebo, wiedz,że uprawiałeś astronomię — obserwowałeś gwiazdy i inne obiekty na niebie. Za pomocą

obserwacji nieuzbrojonym, tj. „gołym” okiem jesteś w stanie odróżnić barwy poszczególnychciał (niekoniecznie) niebieskich, jak również stwierdzić zależności przestrzenne pomiędzyobiektami, np. wyszukać Gwiazdę Polarną, używając „gwiazd-drogowskazów” w Wielkim Wozie.

Kolejnym krokiem jest zastosowanie podczas obserwacji przyrządów optycznych, pozwalającychdostrzec słabsze gwiazdy oraz bardziej szczegółowo podziwiać badane obiekty. Zacznij odlornetki, by po jakimś czasie przejść na wyższy stopień wtajemniczenia i sięgnąć po teleskop.I oto stałeś się „prawdziwym” astronomem!

Zanadto się jednak rozpędziłem. Przede wszystkim powinieneś przez jakiś czas w spokojui skupieniu kontemplować piękno i misterium kosmosu. Masz tu do dyspozycji trzy podstawowe„narzędzia” — co najmniej jedno z nich już znasz.

Każda z metod obserwacji — okiem nieuzbrojonym, za pomocą lornetki lub teleskopu— sprawdza się najlepiej w różnych przypadkach:

Ludzkie oko jest idealne do obserwacji meteorów, zorzy polarnej, koniunkcji planet(kiedy dwie lub więcej planet znajduje się blisko siebie na firmamencie) lub planeti Księżyca.

Lornetka doskonale nadaje się do obserwacji jasnych gwiazd zmiennych, które są zbytoddalone od swojej gwiazdy porównawczej (gwiazdy o ustalonej, stałej jasności używanejjako odniesienie w celu określenia jasności gwiazdy zmiennej), aby można było oglądaćje razem za pomocą teleskopu. To również znakomity instrument do przeczesywaniaDrogi Mlecznej i wyszukiwania rozrzuconych w niej mgławic i gromad gwiazd.Niektóre z jaśniejszych galaktyk (np. M31 — Galaktyka Andromedy, Obłoki Magellanaczy M33 w gwiazdozbiorze Trójkąta) najlepiej obserwuje się właśnie za pomocą lornetki.

J


Teleskopu będziesz potrzebować m.in., aby dokładniej przyjrzeć się niektórymgalaktykom lub rozróżnić gwiazdy wchodzące w skład gwiazdy optycznie podwójnej(jak sama nazwa wskazuje, gwiazda optycznie podwójna jest złożona z dwóch gwiazdwidocznych w bardzo bliskim sąsiedztwie; w rzeczywistości mogą one, choć nie muszą,znajdować się blisko siebie w przestrzeni). Dwie gwiazdy znajdujące się w faktycznejbliskości tworzą gwiazdę podwójną.

W tym rozdziale szerzej omówię wymienione „narzędzia” obserwacyjne, wprowadzę Ciępobieżnie w geografię nocnego nieba i dam Ci kilka praktycznych rad. Ani się spostrzeżesz,a sam bez najmniejszych problemów będziesz obserwował niebo.

Geografia nieba — elementarzOglądana z półkuli północnej sfera niebieska wydaje się obracać wokół północnego biegunanieba. W jego bliskim sąsiedztwie znajduje się Gwiazda Polarna (zwana również Polaris). Z uwagina to, że przez całą noc (i dzień, choć nie jesteś w stanie tego dostrzec) widnieje na niebieniemal w tym samym miejscu, jest to doskonały punkt odniesienia dla obserwatorów nieba.

Za chwilę powiem Ci więcej o Gwieździe Polarnej, dowiesz się też kilku nowych rzeczy natemat gwiazdozbiorów.

Gdy Ziemia wiruje…Ziemia obraca się wokół własnej osi. Koncepcję tę wysunął już w IV w. p.n.e. grecki filozofHeraklides z Pontu, jednak jemu współcześni nie dawali wiary w jego teorie, sądzili bowiem,że gdyby były one prawdziwe, powinni oni odczuwać zawroty głowy niczym dziś pasażerowiekolejki górskiej, bądź — co bardziej pasowało do ówczesnych realiów — pędzącego rydwanu.Nie odczuwając fizycznych efektów krążenia Ziemi, nie potrafili wyobrazić sobie tego zjawiska.Starożytni wierzyli niezbicie, że to Słońce krąży wokół Ziemi, wykonując pełny obrót każdegodnia (efekty rotacji Ziemi były dla nich, jak również dla Ciebie i dla mnie, zbyt słabe, a tymsamym niezauważalne).

Dowody na obrót Ziemi dookoła własnej osi pojawiły się dopiero w 1851 roku, tj. ponad dwatysiące lat później (należy pamiętać, że ówcześni naukowcy nie mogli liczyć na finansowanieswoich badań przez państwo, postępy prac były więc niewielkie). Dostarczył ich eksperyment,w ramach którego u sklepienia Panteonu (świątynia w Paryżu) zawieszona została nasześćdziesięciometrowym sznurze wielka metalowa kula, od nazwiska pomysłodawcyprzedsięwzięcia, francuskiego fizyka Jeana Bernarda Léona Foucaulta nazwana wahadłemFoucaulta. Gdybyś poświęcił cały dzień na obserwację wychylającego się w obie strony wahadła,zauważyłbyś, że kierunek, w jakim wychyla się ono względem podłogi, stopniowo się zmienia,jak gdyby obracała się ona pod nim. I tak jest w istocie: podłoga obraca się wraz z Ziemią.

Jeśli w dalszym ciągu masz wątpliwości co do faktu rotacji Ziemi (lub po prostu pasjami oglądaszwahadła), jedno z nich — wahadło Foucaulta — możesz obejrzeć na stronie internetowej MuzeumNauki stanu Wirginia w Richmond: http://www.smv.org/aboutus/news/20070806_foucault_

pendulum.asp1. Jeśli zaś nie wątpisz w teorię heliocentryczną, cóż… Po prostu usiądź i delektujsię zachodem słońca, popijając swój ulubiony napój.

1 Strona z kamerą internetową pokazującą ruch wahadła znajduje się na witrynie instytutu fizykiUniwersytetu w Heidelbergu: http://pendelcam.kip.uni-heidelberg.de/.

http://www.smv.org/aboutus/news/20070806_foucault_pendulum.asp

http://pendelcam.kip.uni-heidelberg.de/

Rozdział 3: Wyruszamy na łowy: sprzęt do obserwacji nieba 57

Jak wyjaśniłem w rozdziale 1., za sprawą ruchu obrotowego Ziemi wokół własnej osi, gwiazdyi inne obiekty znajdujące się na sferze niebieskiej wydają się poruszać na niebie ze wschoduna zachód. Dodatkowo Słońce przez cały rok (tylko pozornie!) wędruje po niebie po wielkimokręgu zwanym ekliptyką (gdybyś mógł widzieć gwiazdy w ciągu dnia, zauważyłbyś, że Słońceporusza się na ich tle w kierunku zachodnim). Płaszczyzna ekliptyki jest nachylona względemrównika niebieskiego pod kątem 23,5°, identycznym jak nachylenie osi Ziemi do płaszczyznyjej orbity.

Planety wędrujące po niebie znaleźć można właśnie w pobliżu ekliptyki. Przemierzają one12 usytuowanych na ekliptyce konstelacji, noszących wspólne miano Zodiaku. Są to gwiazdozbiory:Barana, Byka, Bliźniąt, Raka, Lwa, Panny, Wagi, Skorpiona, Strzelca, Koziorożca, Wodnikai Ryb (na ekliptyce znajduje się jeszcze 13 gwiazdozbiór — Wężownika — jednak w czasachstarożytnych nie został on włączony w to dostojne grono).

Nieustanny ruch Ziemi na orbicie wokół Słońca powoduje, że wygląd nocnego nieba ulegaw ciągu roku zmianie. Gwiazdy zmieniają swoje położenie względem horyzontu — o różnychporach nocy, tak samo jak i o różnych porach roku zobaczysz określoną gwiazdę każdorazowow innym miejscu. Gwiazdozbiory, które jeszcze miesiąc temu znajdowały się o zmierzchustosunkowo wysoko, dziś są widoczne znacznie niżej i znacznie bardziej na zachód, te zaś,które pojawiają się przed świtem tuż nad wschodnią stroną horyzontu, za kilka miesięcy widocznebędą o północy.

Aby na bieżąco śledzić szlak wędrówki gwiazdozbiorów, możesz posłużyć się mapami nieba,które co miesiąc publikowane są w czasopismach astronomicznych bądź zamieszczane nastronach internetowych (więcej na ich temat w rozdziale 2.). Bywa, że takie mapy pojawiają sięw gazetach codziennych; niewielkim kosztem możesz również zaopatrzyć się w obrotowąmapę nieba, złożoną z właściwej mapy i nałożonej na nią ruchomej nakładki z wyciętym otworem(to wycinek sfery niebieskiej widoczny w dniu obserwacji), dzięki której odtworzysz wyglądnieba dla dowolnej godziny każdego dnia roku, a także określisz wschody i zachody ciałniebieskich. Bez problemu możesz nabyć ją na portalach aukcyjnych czy w sklepachinternetowych prowadzonych przez wydawnictwa naukowe albo w planetariach.

…nie trać z oczu Gwiazdy PolarnejKażdy może wyjść nocą na zewnątrz i rzucić okiem na rozgwieżdżone niebo nad głową. Jakąjednak mamy pewność, co tak właściwie widzimy? W jaki sposób ponownie znaleźć ten samobiekt? Czego wyglądać i poszukiwać?

Dla mieszkańców półkuli północnej jednym z najstarszych punktów orientacyjnych na nocnymniebie jest Gwiazda Polarna (zwana również Polaris), która w ciągu nocy niemal nie zmieniaswojego położenia. Wyznaczywszy kierunek północny, będziesz w stanie zorientować sięw całej reszcie północnego nieba. Znajdując się na półkuli południowej, staraj się odszukaćjasne gwiazdy α i β Centauri (pomoże Ci w tym mapa nieba półkuli południowej), którewskażą drogę do Krzyża Południa.

Gwiazdę Polarną zlokalizujesz bez trudu, posługując się jako „drogowskazem” Wielkim Wozemw konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy (zobacz rysunek 3.1). Wielki Wóz to jeden z najbardziejcharakterystycznych układów gwiazd na niebie. Mieszkając w Polsce, widzisz go przez cały rok.

Dwie najjaśniejsze gwiazdy Wielkiego Wozu — Dubhe i Merak — tworzą jeden z jego boków,który przedłużony pięciokrotnie wskazuje niemal precyzyjnie położenie Gwiazdy Polarnej.Wielki Wóz pomaga również w zlokalizowaniu Arktura w gwiazdozbiorze Wolarza: wystarczy,że wyobrazisz sobie przedłużenie łagodnego łuku gwiazd formujących dyszel Wielkiego Wozu(zobacz rysunek 3.1).


Rysunek 3.1.Wielki Wóz

wskazuje poło-żenie innychobiektów na

niebie

Na szerokości geograficznej, na której znajduje się Polska, gwiazdy leżące w sąsiedztwie Polarisnigdy nie zachodzą za horyzont. To tzw. gwiazdy okołobiegunowe, które pozornie obracają sięwokół Gwiazdy Polarnej. Zasięg obszaru okołobiegunowego nieba zależy od szerokościgeograficznej, na której się znajdujesz: im bliżej bieguna północnego mieszkasz, tym większyobszar nieba obejmuje strefa okołobiegunowa. Podobnie jest na półkuli południowej: im dalejna południe, tym większy okołobiegunowy obszar nieba.

Niebędący dla większości mieszkańców Ziemi gwiazdozbiorem okołobiegunowym Orion jestpomimo to niezwykle charakterystyczną konstelacją, widoczną na półkuli północnej w zimowewieczory. Wchodzące w jego skład trzy gwiazdy tworzą charakterystyczny pas, na któregoprzeciwległych końcach leżą Syriusz w Małym Psie i Aldebaran w gwiazdozbiorze Byka.W Orionie znajdują się również dwie gwiazdy pierwszej wielkości: Rigel i Betelgeuse, dwielatarnie lśniące na zimowym niebie (zobacz rysunek 3.2). Więcej na temat jasności gwiazdprzeczytasz w rozdziale 1.

Rysunek 3.2.Orion i jego ja-sne, przypomi-nające latarnie

na niebiegwiazdy:

Rigeli Betelgeuse

W zaznajamianiu się z nocnym niebem pomocne mogą okazać się zamieszczone w tej książcemapy sfery niebieskiej (zajrzyj do aneksu B), które porównasz z tym, co widzisz nad głową.Podobnie jak znajomość ulic Twojego miasta pomaga Ci szybciej dotrzeć do celu, tak znajomośćgwiazdozbiorów ułatwi Ci odnalezienie na niebie żądanych obiektów. Wiedza na temat położeniaposzczególnych gwiazdozbiorów może Ci się przydać w śledzeniu gwiazd i ich ruchóww przypadku, gdybyś w trakcie nocnej sesji je zagubił.


Obserwacja okiem nieuzbrojonymJeśli nie potrafisz jeszcze wskazać kierunków świata w swojej okolicy, poświęć nieco czasu i nauczsię ich. Znajomość stron świata, tj. sprawne odróżnianie wschodu od zachodu i północy odpołudnia, będzie Ci niezbędna. Przyswoiwszy sobie tę umiejętność, bez większych trudnościbędziesz mógł posługiwać się publikowanymi co tydzień na stronie „Sky & Telescope”(www.skyandtelescope.com) mapkami nieba z nadchodzącymi „atrakcjami” i wydarzeniamina niebie, a wyświetlane na ekranie Twojego komputera przez któryś z programów typuplanetarium (więcej na temat materiałów do nauki astronomii znajdziesz w rozdziale 2.)obrazy zaczną być cenną pomocą. Gdy nauczysz się rozpoznawać jasne gwiazdy, nie będzieszmiał już większych problemów z rozpoznaniem tworzonych przez nieco słabsze gwiazdyukładów w ich pobliżu.

W tabeli 3.1. wyszczególniłem niektóre z najjaśniejszych gwiazd obserwowanych na niebie.Prócz ich nazw podaję nazwę gwiazdozbioru, w którego skład wchodzi dana gwiazda, orazjej jasność obserwowaną, wyrażoną w magnitudo (więcej na temat wielkości gwiazdowychprzeczytasz w rozdziale 1.). Znaczna ich część jest widoczna w Polsce. Niektóre z nich— jasne gwiazdy, których nie możemy dostrzec w naszym kraju i które dają się obserwowaćjedynie na półkuli południowej — będą z kolei wyraźnym i ważnym punktem orientacyjnymna niebie dla np. Australijczyka. Zajrzyj do rozdziału 11., gdzie znajdziesz informacje na temattypu widmowego gwiazdy, warunkującego jej barwę i temperaturę (dla przykładu: gwiazdytypu widmowego B są niebieskobiałe i bardzo gorące, podczas gdy gwiazdy o typie M mająkolor czerwony i są stosunkowo chłodne).

Rozpocznij swoje obserwacje od analizy mapy nieba (lub mapy wygenerowanej przezprogram-planetarium na ekranie Twojego komputera) i sprawdź, jak wiele spośród najjaśniejszychgwiazd jesteś w stanie znaleźć danej nocy. Gdy już je zlokalizujesz, spróbuj zidentyfikowaćniektóre z mniej wyraźnych gwiazd w tych samych gwiazdozbiorach. Naturalnie nie powinieneśzapominać o jasnych planetach wspomnianych w rozdziale 1.: Merkurym, Wenus, Marsie,Jowiszu i Saturnie — spróbuj odnaleźć również i je.

Tabela 3.1. Najjaśniejsze gwiazdy obserwowane z Ziemi

Nazwa potoczna Jasność obserwowana Nazwa Typ widmowy

Syriusz –1,5 α Canis Majoris A

Kanopus –0,7 α Carinae A

Rigil Kentaurus –0,3 α Centauri G

Arktur –0,04 α Bootes K

Wega 0,03 α Lyrae A

Kapella 0,1 α Aurigae G

Rigel 0,1 β Orionis B

Procjon 0,4 α Canis Minoris F

Achernar 0,5 α Eridani B

Betelgeuse 0,5 α Orionis M

Hadar 0,6 β Centauri B



Tabela 3.1. Najjaśniejsze gwiazdy obserwowane z Ziemi — ciąg dalszy

Nazwa potoczna Jasność obserwowana Nazwa Typ widmowy

Acrux 0,8 α Crucis B

Altair 0,8 α Aquilae A

Aldebaran 0,9 α Tauri K

Antares 1,0 α Scorpii M

Spica 1,0 α Virginis B

Polluks 1,1 β Geminorum K

Fomalhaut 1,2 α Piscis Austrini A

Deneb 1,3 α Cygni A

Zimą i latem obserwowana w Polsce Droga Mleczna znajduje się wysoko na firmamencie.Jeśli dostrzegasz jej rozlewającą się po niebie, pobłyskującą wstęgę, oznacza to, że maszstanowisko o stosunkowo dobrej widoczności.

Najważniejszą sprawą, jakiej należy dopilnować przed rozpoczęciem obserwacji okiemnieuzbrojonym, jest odseparowanie się i możliwie pełne wyeliminowanie wszelkich źródełświatła, mogących zakłócać obserwacje. Jeśli z jakichś przyczyn nie jesteś w stanie przeprowadzaćich na wsi, z dala od miasta, postaraj się znaleźć choćby zakryte, ciemne miejsce na Twoimpodwórku lub na dachu budynku. Nie uda Ci się co prawda wyeliminować emitowanegoprzez źródła w Twoim mieście zanieczyszczenia światłem wysoko na niebie, jednak drzewaalbo mur wystarczą, aby zasłonić zakłócające obserwację pobliskie światła, w tym ulicznelatarnie. Po około 10 – 20 minutach dostosowywania się oka do panujących warunków (adaptacji)zaczniesz dostrzegać słabsze gwiazdy.

Obserwując w 1996 roku jasną kometę Hyakutake w jednym z miasteczek nad Finger Lakesw pobliżu Nowego Jorku, odkryłem przypadkowo, że już samo schowanie się za zacienionyróg budynku znacznie poprawia widzialność obserwowanego obiektu.

Idealnie byłoby, gdyby udało Ci się znaleźć punkt obserwacyjny z nieprzesłoniętym horyzontem(ewentualnie jedynie drzewami i niskimi budynkami w oddali), zdaję sobie jednak sprawę,że wyszukanie takiego miejsca w strefie miejskiej o gęstej zabudowie jest niemal niemożliwe.

Jeśli nie uda Ci się znaleźć miejsca z widokiem aż po horyzont we wszystkich kierunkach,skup się na poszukiwaniu punktu z niezasłoniętą stroną południową. Na półkuli północnejwiększości obserwacji dokonujesz bowiem, spoglądając właśnie na południe (mając wschódpo lewej i zachód po prawej ręce). Gdy znajdujesz się w takiej pozycji, gwiazdy wschodząpo Twojej lewej stronie, a zachodzą po prawej. Jeśli mieszkasz bądź przebywasz na półkulipołudniowej, odwróć całą procedurę i ustawiaj się twarzą na północ.

Zawsze miej przy sobie zegarek, notes, przybory do pisania i latarkę z przyćmionym bądźczerwonym światłem. Latarki z czerwonymi żarówkami są w ofercie handlowej, jeśli jednaknie uda Ci się takiej znaleźć, nic prostszego, jak kupić w sklepie papierniczym kawałekczerwonej folii i przesłonić nią reflektor. Pamiętaj, że po zaadaptowaniu się wzroku dopanujących ciemności białe światło zmniejsza Twoją zdolność widzenia słabszych gwiazd,czerwone zaś w najmniejszym stopniu na nią nie wpływa.


Ile światła w świetle?O wielkościach gwiazdowych i jasności gwiazd mówiłemw rozdziale 1., należy jednak wiedzieć, że astronomowieróżnie definiują ten termin, rozróżniając kilka ich typów:

jasność absolutna to jasność obserwowanego ciałaniebieskiego, oglądanego z odległości 32,6 rokuświetlnego. Przez astronomów jest uważana za„prawdziwą” jasność obiektu; jasność obserwowana to jasność obiektu obser-wowana z Ziemi. Jej wartość zależy od odległościobserwowanego ciała od Ziemi i z reguły różni się odjasności absolutnej. Gwiazda położona bliżej Ziemimoże wydawać się jaśniejsza niż leżąca dalej,pomimo iż jej jasność absolutna jest mniejsza;

widoczność graniczna to pojęcie używane do okre-ślenia warunków obserwacyjnych w danym mo-mencie. Dla przykładu: bardzo jasny obiekt może byćniewidoczny, jeśli na niebie zgromadziły się chmu-ry. Widoczność graniczna jest szczególnie istotnaw przypadku obserwacji meteorów i obiektów zloka-lizowanych w głębokim kosmosie. W czasie bez-chmurnej, ciemnej nocy widoczność graniczna (ja-sność obserwowana najsłabszego dostrzegalnegoobiektu) wynosi około 6 magnitudo (6m) w zenicie;w miastach przyjmuje jednak mniejszą wartość— około 4m.

Na mapach nieba podawana jest jasność obserwowana,oddająca widzialność danego obiektu na ziemskim niebie.

Sięgamy dalej: lornetka i teleskopPodobnie jak w przypadku każdego nowego hobby przed przystąpieniem do zakupu niezbędnegowyposażenia powinieneś poświęcić nieco czasu na zdobycie doświadczenia i zorientowanie sięw ofercie rynkowej. Do momentu, dopóki nie przyjrzysz się kilku typom teleskopów „w akcji”i nie przedyskutujesz swoich pytań i wątpliwości z bardziej doświadczonymi kolegami,powinieneś wstrzymać się z decyzją o jego zakupie. W kolejnych podrozdziałach znajdzieszmoje wskazówki w kwestii wyboru właściwej lornetki i teleskopu.

Lornetka: przeczesujemy nieboPosiadanie dobrej lornetki to dla szanującego się obserwatora nieba niemal powinność. Kup jąlub pożycz, zanim podejmiesz decyzję o zakupie teleskopu. Lornetka doskonale sprawdza sięw przypadku wielu rodzajów obserwacji, a jeśli zdarzy się, że (odpukać) zakończysz przygodęz astronomią, w dalszym ciągu będziesz mógł używać jej do innych celów. Pamiętaj tylko,by nie pozostawić pożyczonej od sąsiada w garażu.

Lornetki są doskonałe do obserwacji gwiazd zmiennych, poszukiwania jasnych komet i gwiazdnowych, a także do zwykłego przeczesywania nieba i napawania się jego widokiem. Być możenie uda Ci się nigdy samemu odkryć nowej komety, z pewnością jednak chciałbyś obejrzeć tejaśniejsze, gdy już pojawią się na ziemskim niebie. W takim przypadku nic nie sprawdzi sięlepiej jak dobra, solidna lornetka.

W kolejnych podrozdziałach dowiesz się, czego oczekiwać po modelach o określonej budowiei parametrach, udzielę Ci też kilku porad, które być może wykorzystasz, poszukując lornetkidla siebie. Budowa typowej lornetki została przedstawiona na rysunku 3.3.

Rozszyfrowujemy oznaczenia na lornetkachNa rynku dostępnych jest wiele typów lornetek o najróżniejszych rozmiarach. O parametrachsprzętu informuje umieszczone na lornetce oznaczenie cyfrowe: 7 × 35, 7 × 50, 16 × 50,11 × 80 itd. (pamiętaj, że odczytuje się je „7 razy 35, 7 razy 50, 16 razy 50, 11 razy 80,nie zaś „7 pomnożone przez 35”). Oto, co oznaczają te zagadkowe cyfry:


Rysunek 3.3.Lornetka to pa-ra małych tele-skopów dosto-

sowanych doTwojego oka.Większe so-

czewki pozwa-lają obserwo-wać słabsze

obiekty

Pierwsza z liczb oznacza wielkość powiększenia, jakie osiągniemy za pomocą danej lornetki.Obiekt obserwowany lornetką o parametrach 7 × 35 czy 7 × 50 będzie siedem razywiększy aniżeli obserwowany okiem nieuzbrojonym.

Drugie z oznaczeń to apertura, czyli mierzona w milimetrach średnica zbierającej światłoprzedniej soczewki obiektywu lornetki. Lornetki o parametrach 7 × 35 i 7 × 50 mająwprawdzie tę samą moc powiększenia, jednak lornetka 7 × 50 ma większe soczewki,dzięki którym zbiera więcej światła, a tym samym umożliwia dostrzeżenie słabszychgwiazd, jakich nie da się zaobserwować lornetką o parametrach 7 × 35.

Powinieneś również mieć na uwadze kilka innych kwestii:

Większe lornetki pozwalają obserwować słabsze obiekty, są jednak cięższe od małych,co ma niebagatelne znaczenie w sytuacjach, gdy przyjdzie nam przez dłuższy czas trzymaćją w stałym położeniu.

Lornetka o dużej wielkości powiększenia (np. 10 × 50 czy 16 × 50) pozwala wyraźniejobserwować poszczególne obiekty (zakładając, że potrafisz utrzymać ją wystarczającodługo w niezmienionej pozycji i obiekt nie ucieknie Ci z pola widzenia), ma jednakmniejsze pole widzenia. Znalezienie na niebie określonego ciała niebieskiego jest zatemtrudniejsze niż w przypadku sprzętu o mniejszym powiększeniu.

Duże lornetki (o parametrach 11 × 80, 20 × 80 i większe) są ciężkie i trudne do utrzymaniaw niezmienionym położeniu; niewielu potrafi utrzymać taką lornetkę bez pomocystojaka bądź statywu. Największe lornetki — 40 × 150 — muszą być oparte na statywie.

Na rynku dostępnych jest wiele modeli o rozmiarach pośrednich, np. 8 × 40 czy 9 × 56.

Lornetka o parametrach 7 × 50 jest moim zdaniem optymalna do większości zastosowańastronomicznych i bez wątpienia doskonała na początek przygody z obserwacją nieba. Lornetkawyraźnie słabsza niż 7 × 50 bardziej niż do astronomii nadaje się do obserwowania ptaków,kupując z kolei znacznie większy model równie dobrze możesz zainwestować w białegosłonia, z którego równie rzadko będziesz robił użytek.


Czy ta lornetka jest dla mnie odpowiednia?Po pierwsze i zarazem najważniejsze: powinieneś zrezygnować z zakupu, jeśli sprzedawca niegwarantuje Ci prawa zwrotu lornetki po okresie próbnym. Solidna i dobrze wykonana lornetkacharakteryzuje się kilkoma cechami:

obraz gwiazdy powinien być ostry w całym polu widzenia;

dostrajanie ostrości lornetki do własnego oka powinno być bezproblemowe, każdyz okularów (niewielkich soczewek będących najbliżej Twojego oka w czasie obserwacji)powinien mieć osobną regulację ostrości;

regulacja ostrości powinna być płynna. Obraz gwiazdy po wyregulowaniu ostrościpowinien być ostry oraz okrągły w kształcie, gdy ostrość nie jest dostosowana;

wiele modeli lornetek wyposażonych jest w soczewki obiektywu ze specjalnympokryciem — powłoką wielowarstwową. Pozwala ona zmniejszyć odbicie światłaod powierzchni soczewek oraz zwiększyć kontrast obrazu.

Dobrych lornetek szukaj w sklepach ze sprzętem optycznym lub specjalistycznych sklepachdla astronomów. Przyzwoite modele miewają również w sprzedaży niektóre sklepy fotograficzne.Staraj się wystrzegać dużych domów handlowych i hipermarketów, możesz tam bowiemkupić lornetkę kiepskiej jakości bądź znacznie przepłacić za zaawansowany model. Poza tymidę o zakład, że sprzedawcy w tego typu sklepach wiedzą o sprzęcie o wiele mniej niż Ty sam.

Bywa, że lornetki o parametrach 7 × 50 kosztują kilkaset lub więcej złotych, jeśli jednakzadasz sobie trud i rozejrzysz się uważnie, możesz znaleźć model o wiele tańszy (doskonałymmiejscem na tego typu zakupy są sklepy wojskowe i składnice harcerskie). Warto równieżwziąć pod uwagę zakup używanej lornetki.

Wielu pasjonatów astronomii kupuje lornetki w specjalistycznych sklepach lub bezpośredniou producenta — zazwyczaj reklamują oni swoje produkty w czasopismach astronomicznychlub w Internecie (zajrzyj do rozdziału 2.). Jeśli zamierzasz dokonać zakupu przez Internet,zapytaj doświadczonych kolegów z klubu bądź pracowników któregoś z planetariów albo naforum internetowym o opinie na temat interesującego Cię sprzedawcy. Testy wielu lornetekmożesz znaleźć na witrynie www.optyczne.pl.

Wśród najbardziej znanych producentów lornetek wymienia się firmy Bausch & Lomb, Bushnell,Canon, Celestron, Fujinon, Leica, Meade, Nikon, Orion i Pentax. Niektóre modele z najwyższejpółki firmy Canon są wyposażone w stabilizator obrazu — zaawansowaną funkcję redukującąefekt drżenia rąk podczas obserwacji. Jak znalazł na morską wyprawę łodzią.

Teleskop: gdy liczy się bliskośćJeśli Twoim pragnieniem jest zobaczyć kratery na Księżycu bądź obserwować przykryte obłokamigazu powierzchnie planet Układu Słonecznego, bezdyskusyjnie potrzebować będziesz teleskopu.To samo tyczy się obserwacji słabych gwiazd zmiennych, galaktyk i przepięknych obłokówgazu i pyłu, zwanych mgławicami planetarnymi (nie daj się zmylić nazwie, nie mają one nicwspólnego z planetami — zajrzyj do rozdziałów 11. i 12.).

Zanim przystąpisz do obserwacji Słońca lub jakiegokolwiek innego obiektu przechodzącegoprzez tarczę słoneczną, koniecznie przeczytaj zamieszczone w rozdziale 10. informacje i instrukcjedotyczące bezpieczeństwa. Obserwacja Słońca bez odpowiedniej ochrony oczu grozi oślepnięciem!

http://www.optyczne.pl


W kolejnych podrozdziałach dowiesz się więcej na temat poszczególnych typów teleskopówi sposobów ich montażu, udzielę Ci również kilku wskazówek, jak najlepiej dostosowaćprzyrząd do swoich potrzeb.

Klasyfikacja teleskopówZasadniczo wyróżnia się trzy główne typy teleskopów:

refraktor to teleskop, którego obiektywem jest soczewka zbierająca (zobacz rysunek 3.4).W większości przypadków wiązka światła wpada wprost do Twojego oka;

w reflektorze (teleskopie zwierciadlanym) światło jest zbierane i odbijane przez lustra(zobacz rysunek 3.5). Istnieje kilka rodzajów reflektorów:• w teleskopie Newtona spoglądasz przez okular umieszczony pod kątem prostym

w stosunku do tuby optycznej;• w teleskopie Cassegraina spoglądasz przez okular pośrodku tuby optycznej;• teleskop typu Dobsona charakteryzuje się największą aperturą, co pozwala mu zbierać

więcej światła. Obserwacji za jego pomocą nie da się jednak prowadzić inaczej,aniżeli stojąc na stołku lub drabinie. Teleskopy tego typu są większe niż inne modeleprzeznaczone do użytku domowego, okular znajduje się zaś u góry tubusa.

w teleskopach typu Schmidt-Cassegrain i Maksutow-Cassegrain stosuje się zarówno zwierciadła,jak i soczewki. Przy porównywalnej aperturze są one droższe niż reflektory.

Rysunek 3.4.W przypadku

refraktorów dozbierania i sku-piania światła

służą soczewki

Wśród wymienionych powyżej rodzajów teleskopów wyróżnia się dodatkowo jeszcze wielepodtypów i odmian. Każdy teleskop przeznaczony do użytku amatorskiego wyposażony jestw okular, którym jest specjalna soczewka (a raczej układ soczewek osadzanych na zewnątrztuby optycznej) powiększająca obraz obserwowanego ciała niebieskiego tworzony przez obiektyw.Robiąc zdjęcia aparatem fotograficznym, zasadniczo nie używasz okularu.

Podobnie jak w przypadku mikroskopu czy aparatu fotograficznego z wymiennym obiektywem,wymienny okular możesz stosować do niemal każdego teleskopu. Niektórzy producenciw ogóle nie produkują teleskopów, skupiając się na wytwarzaniu okularów, które majązastosowanie w wielu różnych typach teleskopów.

Początkujący astronomowie kupują zazwyczaj okular o największym powiększeniu, jaki tylkouda im się znaleźć. To wyrzucanie pieniędzy w błoto. Polecam okulary o niskich lub średnichparametrach powiększenia. Im większa bowiem siła okularu, tym węższe pole widzenia,


Rysunek 3.5.Reflektor,w którym

do zbieraniai skupiania

światła wyko-rzystywane są

zwierciadła,jest dziełemangielskiego

naukowcaSir IsaacaNewtona

co sprawia, że możesz mieć trudności z odnajdywaniem słabszych (a możliwe, że i jasnych)obiektów. W przypadku niewielkich teleskopów optymalne warunki obserwacji zapewniająokulary o parametrach 25x lub 50x (unikaj 200x i więcej). Liczba stojąca przy „x” oznacza tupowiększenie obrazu w stosunku do oglądanego gołym, nieuzbrojonym okiem. Nie daj sięzwieść reklamom zachwalającym „potężne” teleskopy — to zapewne próba „wciśnięcia”przypadkowym nabywcom całkiem przeciętnego urządzenia. Jeśli sprzedawca szerokorozwodzi się nad mocą teleskopu i zachwyca nią, lepiej wybierz się do innego sklepu.

Tym, co ogranicza widzialność i utrudnia dostrzeżenie szczegółów przez Twój niewielkichrozmiarów teleskop, nie jest bynajmniej siła powiększenia okularu. Winę za to ponoszą przedewszystkim turbulencje w atmosferze oraz drgania teleskopu wywołane ruchem powietrza.

Sposób montażu teleskopuTeleskopy są zazwyczaj osadzane na trójnogu, statywie bądź filarze za pomocą jednego z dwóchtypów montażu:

Montaż azymutalny umożliwia obracanie teleskopem w górę i w dół oraz na boki— w wysokości (pionie) oraz azymucie (poziomie). Pozorny ruch sfery niebieskiejwywołany wirowaniem Ziemi wokół własnej osi zmusza obserwatora do ciągłegośledzenia obserwowanych obiektów poprzez poruszanie urządzeniem w obu osiach.Stosowany w teleskopach typu Dobson.

Nieco bardziej kosztowny montaż paralaktyczny (równikowy) polega na ustawieniu jednejz osi montażu wzdłuż osi sfery niebieskiej, tj. w stronę północnego (w przypadkuobserwacji na półkuli północnej) lub południowego bieguna nieba (obserwatorzy napółkuli południowej). Po zlokalizowaniu obiektu wystarcza jedynie obracanie teleskopemwokół osi polarnej, by nie stracić go z pola widzenia. Przed każdą sesją obserwacyjnąnależy prawidłowo wyskalować urządzenie względem bieguna.

Montaż azymutalny jest zazwyczaj stabilniejszy i łatwiejszy dla początkujących, paralaktycznylepiej sprawdza się zaś podczas śledzenia wschodów i zachodów gwiazd.

Obiekty, które obserwujesz przez teleskop, są zazwyczaj odwrócone do góry nogami; w przypadkuobserwacji za pomocą lornetki zjawisko to nie zachodzi. Naturalnie nie wpływa to znacząco nawynik obserwacji, dobrze jest jednak mieć świadomość, że coś takiego ma miejsce. Dołączenie


Pomaluj swój wszechświatCo widzisz, spoglądając przez lornetkę lub teleskop naciało niebieskie? Czy widzisz przepiękne gwiazdy, planetyi inne obiekty w urzekających kolorach, jak przedsta-wiono na barwnych zdjęciach w części fotograficznejtej książki? Nie!

Musisz mieć świadomość, że większość gwiazd i obiek-tów obserwowanych na niebie będzie miała wyblakłą,jasną barwę: białą lub w kolorze złamanej bieli, raczejżółtawą aniżeli żółtą itd. Kolory są najbardziej wyrazi-ste, gdy leżące blisko siebie gwiazdy mają duży kon-trast, jak bywa w przypadku obserwowanych przezteleskop niektórych gwiazd podwójnych.

Barwy na fotografiach większości obiektów na niebiezostały poprawione i uwydatnione, co przez specjalistównazywane jest techniką fałszywy kolor. Astronomowienie stosują jej bynajmniej, by upiększyć wszechświat,

który i bez tego jest wspaniały i urzekający, ani po to,by zafałszować prawdziwy obraz kosmosu. W rzeczy-wistości uwypuklenie barw pomaga w poszukiwaniuprawdy o naszym wszechświecie, zupełnie tak, jak zasto-sowanie barwników w diagnostyce medycznej, dziękiczemu zdobywamy informacje o procesach zachodzą-cych w komórkach i identyfikujemy relacje między nimi.

W zależności od metody obserwacji i przedstawieniadanego obiektu jego wygląd i zdjęcia mogą być całkowi-cie różne. Wszystkie one są jednak dla naukowcówcennym źródłem informacji na temat różnic w struktu-rze danego obiektu, składu chemicznego i procesóww nim (i na nim) zachodzących. Wiele obrazów obiektówpozaziemskich ma formę światła niewidzialnego dlaludzkiego oka (promienie ultrafioletowe, podczerwoneczy rentgenowskie), dlatego astronomowie używają tutechniki fałszywy kolor z braku jakichkolwiek barw.

dodatkowej soczewki, która odwróciłaby obraz, redukuje ilość światła wpadającego do teleskopu,zaciemniając tym samym obraz. Obserwowane przez teleskop z montażem paralaktycznympole gwiazdy zachowuje tę samą orientację od wschodu do zachodu. W przypadku teleskopuz montażem azymutalnym pole gwiazdy obraca się stopniowo przez całą noc i „przewracają”się one na bok.

Kupuj tanio i z głowąKupowanie tanich, produkowanych masowo na Dalekim Wschodzie i sprzedawanychw hipermarketach i na bazarach teleskopów to z reguły wyrzucanie pieniądzy w błoto.Biorąc pod uwagę jakość, ich cena jest i tak zdecydowanie za wysoka.

Zakup dobrego, nowego teleskopu może poważnie nadszarpnąć Twój domowy budżet.Istnieje na szczęście kilka alternatyw:

Warto rozważyć zakup używanego teleskopu; ogłoszenia o ich sprzedaży są zamieszczanew czasopismach astronomicznych, biuletynach lokalnych kół miłośników astronomiibądź niekiedy na portalach aukcyjnych. Jeśli masz możliwość obejrzenia i przetestowaniasprzętu i spełnia on Twoje oczekiwania, nie wahaj się! Dobrze utrzymywanyi konserwowany teleskop potrafi służyć dziesięciolecia.

Astronomowie amatorzy mogą w wielu miejscach korzystać z dużych teleskopów będącychwłasnością klubów astronomicznych, planetariów i publicznych obserwatoriów.

Technologia stosowana w produkcji amatorskich teleskopów rozwija się w szybkim tempie— to, co niegdyś było nieosiągalnym marzeniem astronomów, jest dziś powszechne w użyciu.Rośnie jakość wyrobów i ich możliwości, spadają ceny.

Mówiąc w najogólniejszym skrócie, przy jednakowych parametrach apertury i rozmiarachteleskopu refraktor pozwala na uzyskanie lepszego obrazu niż reflektor. Mówiąc o aperturzei rozmiarach przyrządu, mam na myśli średnicę soczewki obiektywu, zwierciadła lub — w nieco


Obserwuj Słońce bezpiecznieNawet najkrótsza obserwacja naszej gwiazdy za pomocąteleskopu, lornetki bądź jakiegokolwiek innego przyrząduoptycznego jest niezwykle niebezpieczna, o ile nie jeston wyposażony w specjalny filtr słoneczny renomo-wanego producenta. Konieczny jest też właściwy montażfiltra na teleskopie: niedopuszczalne są jakiekolwiek„samoróbki” i filtry zastępcze.

Filtra słonecznego powinieneś używać również pod-czas obserwacji planet przechodzących na tle tarczy

słonecznej (zjawisko nazywane przez astronomów poprostu przejściem albo tranzytem). Środki bezpieczeń-stwa w postaci zastosowania technik ochronnych niepowinny dziwić — spoglądasz przecież na Słońce.Jeśli Twój teleskop to reflektor Newtona, teleskoptypu Dobson bądź refraktor, możesz wykorzystać pro-jektor. Zajrzyj do rozdziału 10., gdzie znajdziesz szczegó-łowe wskazówki dotyczące obserwacji Słońca i środkówbezpieczeństwa, jakie należy przedsięwziąć.

bardziej skomplikowanych urządzeniach — faktyczny rozmiar optyki zbierającej światło.Dobry refraktor jest jednak droższy od dobrego reflektora.

Teleskopy typu Schmidt-Cassegrain i Maksutow-Cassegrain to udany kompromis pomiędzyniższą ceną reflektora a lepszym obrazem osiąganym za pomocą refraktora. Wielu astronomówprzedkłada je ponad inne.

Według danych z początku 2005 roku jednym z najlepszych teleskopów o niewielkichrozmiarach był Meade ETX-90PE, znacząco unowocześniona wersja starszego modelu ETX-90.Jego apertura wynosi 3,5 cala (około 9 cm) i jest jedną z najmniejszych, od których wartowłaściwie zaczynać przygodę z obserwacją nieba (jeśli uda Ci się znaleźć refraktor o aperturze2,5 cala (nieco ponad 6 cm) wzwyż, rozważ jego zakup).

Standardowy teleskop Meade ETX-90PE można nabyć w Internecie za niecałe 3000 złotych,warto jednak zadać sobie trud i poszukać go na zagranicznych aukcjach internetowych, gdziemożna go kupić za mniej niż 500 dolarów. Jest on wyposażony w skomputeryzowanykontroler Autostar pozwalający na wybór kilku prędkości poruszania teleskopu oraz statyw.Urządzenie automatycznie ustawia się na niemal dowolny żądany obiekt na niebie, oczywiścieo ile tylko jest on w danym momencie widoczny w Twojej lokalizacji. W oparciu o informacjew bazie danych pilot systemu Autostar pozwala odszukać również ruchome obiekty (np. planety),oferuje także „wycieczki” szlakiem najpiękniejszych obiektów na niebie.

Nie powinieneś jednak w żadnym razie wydawać takiej sumy, nie obejrzawszy wcześniejurządzenia „w akcji”, podczas obserwacji w klubie astronomicznym bądź w czasie spotkaniaobserwacyjnego w plenerze (zajrzyj do rozdziału 2.). Niewiele mniej zapłacisz jednak za dobryaparat fotograficzny z dodatkowym obiektywem bądź dwoma. Możesz znaleźć nieco większeteleskopy za mniejszą sumę — regularnie śledź oferty w bieżących wydaniach czasopismastronomicznych. Pamiętaj jednak, że nauka ich obsługi będzie trwała dłużej i pochłonie więcejwysiłku.

Niektóre teleskopy renomowanych marek sprzedawane są wyłącznie w autoryzowanychpunktach sprzedaży, gdzie możesz liczyć na fachową, doświadczoną obsługę. Powinieneśjednak brać poprawkę na rady udzielane przez sprzedawców, zwłaszcza kiedy — produkującwłasne — mają w ofercie również produkty innych producentów.

Informacje na temat oferty sprzętu optycznego poszczególnych producentów znajdziesz m.in.na stronach (w jęz. angielskim):


Celestron — od wielu lat jedna z ulubionych marek niezliczonych rzesz miłośnikównocnego nieba: www.celestron.com.

Meade Instruments Corporation (www.meade.com).

Orion Telescopes & Binoculars (www.telescope.com).

W Polsce oferty teleskopów i lornetek można znaleźć m.in. na stronach:

Astrokrak — www.astrokrak.pl

Delta Optical — www.deltaoptical.pl

Uniwersał — www.uniwersal.beep.pl

Na każdej z wymienionych stron znajdziesz instrukcje obsługi wielu znajdujących się w sprzedażyteleskopów tych marek. Warto zapoznać się z nimi jeszcze przed zakupem urządzenia, abyzorientować się, czy w razie nieprzewidzianych trudności mogą okazać się dla nas pomocne.

Zaplanuj swoją podróż po świecie astronomiiSugeruję, abyś w pasjonujący świat astronomii wchodził stopniowo, inwestując jak najmniejśrodków do momentu, gdy zdobędziesz absolutną pewność, czego potrzebujesz i co chceszrobić. Oto plan, przydatny zarówno w zakresie kompletowania odpowiedniego wyposażenia,jak i nabywania niezbędnej wiedzy:

1. Jeśli masz stosunkowo nowy model komputera, zainwestuj w niedrogi programkomputerowy typu planetarium. Zacznij od codziennych (naturalnie o ilepozwolą na to warunki) obserwacji nieuzbrojonym okiem, najlepiej o zmierzchu;jeśli jesteś rannym ptaszkiem, odpowiedniejsza będzie pora tuż przed świtem.

W swoich planach nocnych obserwacji nieba uwzględnij mapy nieba publikowanecyklicznie (zazwyczaj co miesiąc) w czasopismach specjalistycznych lub na stronachinternetowych (np. na stronie „Sky & Telescope”, www.skyandtelescope.com). Jeśli niemasz odpowiedniego komputera, możesz skorzystać z publikowanych w czasopismachastronomicznych zestawień „atrakcji”, jakie w danym miesiącu ukażą się na niebie.

2. Po miesiącu lub dwóch oswajania się z niebem i odkrywania radości z jegopoznawania zainwestuj w praktyczną lornetkę 7 × 50.

3. Poznając w dalszym ciągu nowe jasne gwiazdy i konstelacje, zainwestuj w atlasnieba, w którym będzie zaznaczonych sporo słabszych gwiazd, jak równieżgromady gwiezdne i mgławice.

Całe pokolenia astronomów „wychowały się” na Norton’s Star Atlas and Reference Book(wyd. 20, red. Ian Ridpath, PI Press 2004). Nie jest to jednak jedyna tego typu pozycja.Zaglądaj do działów reklamowych w czasopismach specjalistycznych, pytaj w planetariach,księgarniach i sklepach przy muzeach nauki, szukaj na internetowych portalach aukcyjnych.Porównuj własne obserwacje z ilustracjami w atlasie; atlas zawiera z reguły parametryRA i Dec danego obiektu (więcej w rozdziale 1.). Ani się spostrzeżesz, a zacznieszumiejętnie operować systemem koordynat.

http://www.celestron.com

http://www.meade.com

http://www.telescope.com

http://www.astrokrak.pl

http://www.deltaoptical.pl

http://www.uniwersal.beep.pl



Zakłócenia na wizjiJakość obserwowanego obrazu w dużej mierze zależyod turbulencji występujących w atmosferze. Angielskitermin seeing określa warunki panujące w atmosferzew odniesieniu do stabilności i jakości obrazu — dobryseeing to zatem stan, gdy powietrze jest przejrzyste,a jakość obrazu utrzymuje się na stałym poziomie. Natakie warunki można zazwyczaj liczyć w późnychgodzinach nocnych, gdy Ziemia odda już nagroma-dzone w ciągu dnia ciepło. Gdy seeing jest kiepski,obraz ma tendencje do załamywania się, a obserwo-wane przez teleskop gwiazdy podwójne zlewają się ze

sobą. Migotanie gwiazd, wskazujące na turbulencjew atmosferze, jest najsilniejsze w przypadku obiektówtuż nad linią horyzontu, gdzie seeing jest najgorszy.

Teleskop wyniesiony z ogrzewanego pomieszczenia nachłodne, nocne powietrze również przyczynia się dopogorszenia jakości obrazu. Powinieneś odczekać chwilę,zanim przyrząd zaadaptuje się do warunków na ze-wnątrz — widoczność powinna się poprawić. Zależnie odokoliczności powinieneś odczekać nie więcej niż 30minut.

4. Jeśli to możliwe, wstąp do koła miłośników astronomii działającego w Twojejokolicy. Poznasz tam ludzi, którzy zdobyli już doświadczenie w obsłudzeteleskopów i obserwacjach za ich pomocą.

5. Jeśli w dalszym ciągu zamierzasz zajmować się astronomią — a założę się,że tak będzie — sięgnij nieco głębiej do portfela i zainwestuj w solidny, dobrejjakości teleskop o średnicy obiektywu 2,5 – 4 cala (6 – 10 cm).

Zajrzyj na strony internetowe producenta upatrzonego teleskopu (kilka z nich podałemw tym rozdziale) bądź poproś o przesłanie Ci katalogów reklamowanych w czasopismachastronomicznych. Jeśli jednak masz taką możliwość, najlepszym wyjściem będzie rozmowai wymiana uwag z doświadczonymi kolegami z klubu.

Jeśli stwierdzisz, że astronomia wciągnęła Cię tak mocno, jak sądzę, po kilku latach powinieneś„przesiąść się” na teleskop o wymiarach 6 lub 8 cali (15 lub 20 cm). Jego obsługa może byćnieco trudniejsza, jednak po kilku latach doświadczeń nie powinieneś mieć z tym kłopotu.Wyposażony w urządzenie większego kalibru będziesz mógł obserwować o wiele więcejgwiazd i innych obiektów.

Rozdział 4

Rozpędzeni gościena nocnym niebie: meteory,komety i sztuczne satelity

W tym rozdziale:► Podstawowe informacje na temat meteorów, meteoroidów i meteorytów.► Głowa i warkocz, czyli podziwiamy budowę komety.► Gdzie one są? Wypatrujemy sztucznych satelitów.

idzisz poruszający się obiekt na dziennym niebie? Prawdopodobnie bez trudu rozpoznasz,czy jest to ptak, samolot, a może Superman. Czy jednak potrafisz odróżnić ślad meteoroidu

od śladu pozostawianego w środku nocy przez satelitę komunikacyjnego Iridium? I czy maszpewność, że wśród poruszających się po nocnym niebie powoli, lecz zauważalnie obiektów to,co widzisz, to kometa, a nie asteroida?

Ten rozdział poświęciłem obiektom, które buszują po naszym nocnym niebie (Słońce, Księżyci planety również poruszają się po firmamencie, jednak w o wiele bardzie stateczny sposób.Opisałem je szerzej w częściach II i III). Gdy już poznasz owych nocnych gości, nie będzieszmógł doczekać się kolejnego spotkania z nimi.

Meteory: „spadająca gwiazda”Żaden z terminów używanych w astronomii nie jest tak często stosowany mylnie jak właśnie„meteor”. Astronomowie amatorzy, a bywa, że i specjaliści, niezwykle często mówią o „meteorze”w sytuacjach, gdy jak najbardziej na miejscu byłby „meteoroid” lub „meteoryt”. Oto prawidłoweznaczenia tych terminów:

Meteor to błysk światła powstały, gdy niewielki obiekt pochodzenia naturalnego(meteoroid) wpada do ziemskiej atmosfery; w powszechnej świadomości zwykło sięnazywać to zjawisko „spadającą gwiazdą”.

Meteoroid to mały obiekt w przestrzeni kosmicznej, zazwyczaj fragment asteroidy lubkomety krążącej wokół Słońca. W rzadkich przypadkach meteoroid jest bryłą skalnąpochodzącą z Marsa lub Księżyca.

Meteoryt to obiekt pochodzący z przestrzeni kosmicznej, który spadł na powierzchnię Ziemi.

W


Meteoroid wpadający do atmosfery wytwarza jasny ślad meteoru dostrzegalny często gołymokiem. Jeśli meteoroid jest wystarczająco duży, podczas pokonywania ziemskiej atmosfery niespala się całkowicie, lecz uderza o Ziemię, stając się meteorytem. Wielu hobbystów poszukujei zbiera meteoryty ze względu na ich wartość, zarówno naukową, jak i kolekcjonerską.

Dwa główne typy meteoroidów mają różne źródło pochodzenia:

Meteoroidy pochodzenia kometarnego to niewielkie cząstki pyłu, oderwane od komet.

Meteoroidy pochodzenia planetoidalnego, których rozmiary wahają się od mikroskopijnychdrobin pyłu po potężne bloki skalne, to w rzeczywistości odłamki asteroid — nazywanychniekiedy „planetkami” — będących skalnymi obiektami krążącymi wokół Słońca(więcej na ich temat w rozdziale 7.).

Eksponowane w muzeach i placówkach naukowych meteoryty to najczęściej znalezione napowierzchni Ziemi obiekty pochodzenia planetoidalnego (a w rzadszych przypadkach skaływyrzucone z powierzchni Marsa lub Księżyca na skutek uderzenia w nią innego, większegoobiektu). Mogą być zbudowane ze skały, żelaza (ściślej rzecz ujmując, z niemal całkiemodpornego na rdzę związku żelaza i niklu) bądź z obu tych składników. Z rzadką dla siebieprostotą (chociaż raz) naukowcy dzielą te meteoryty na żelazne, kamienne bądź żelazno-kamienne.

W dalszej części rozdziału opowiem Ci o rodzajach meteorów: sporadycznych i bolidach.Dowiesz się też co nieco na temat deszczów meteorów.

Z myślą o początkujących obserwatorach meteorów powstała strona www.namnmeteors.org,kierowana przez North American Meteor Network. Znajdziesz tam m.in. gotowe formularze,w których możesz umieszczać wyniki własnych obserwacji oraz specjalne formularze dozapisu informacji dotyczących zaobserwowanych bolidów. Warto zajrzeć także na poświęconąmeteorom i kometom stronę Gary’ego Kronka: www.comets.amsmeteors.org, jak również na stronęInternational Meteor Organization: www.imo.net. W języku polskim mamy do dyspozycjiwitrynę Pracowni Komet i Meteorów www.pkim.org.

Uciesz się na spotkanie z kosmicznym pyłemZnajdowane na powierzchni Ziemi mikrometeoryty(meteoryty tak małe, że należy je oglądać pod mikro-skopem) mogły dotrzeć do Ziemi jako meteoroidy ko-metarne bądź niezwykle małe meteoroidy asteroidalne.

Ze względu na niewielkie rozmiary mikrometeorytówwytwarzane przez nie tarcie jest tak małe, że nie wy-starcza do spalenia się bądź rozpadnięcia obiektu w trak-cie przechodzenia przez ziemską atmosferę, dlategopowoli opadają one na powierzchnię naszej planety.Istnieje spore prawdopodobieństwo, że jedna lub dwiecząstki tego gwiezdnego pyłu znajdują się teraz w Twoichwłosach. W gąszczu miliardów mikroskopijnych czą-steczek, jakie znajdują się na Twojej głowie (bez urazy),nie sposób ich jednak zidentyfikować. Naukowcy zdo-bywają próbki mikrometeorytów za pomocą ultraste-

rylnych płyt umieszczanych na latających na wysokości stratosfery samolotach. Specjalne, namagnesowane„grabie” pozwalają z kolei odsiać żelazne mikrometeorytyz mułu wydobywanego z dna morza.

W styczniu 2004 roku NASA wystrzeliła w kierunkukomety Wild-2 (niewielka kometa przecinająca orbitęMarsa mniej więcej co 6 lat, będąca przez to łatwymcelem dla sondy) próbnik Stardust z zadaniem pobra-nia próbek drobin pyłu i gazu. Misja zakończyła siępowodzeniem i w roku 2006 pojemnik z materiałem zebra-nym przez sondę wylądował bezpiecznie na powierzchniZiemi za pomocą spadochronu. Programowi Stardusti realizowanym przez próbnik misjom poświęcona jeststrona http://stardust.jpl.nasa.gov/home/ index.html.

http://www.namnmeteors.org

http://www.comets.amsmeteors.org

http://www.imo.net

http://www.pkim.org

http://stardust.jpl.nasa.gov/home/

Rozdział 4: Rozpędzeni goście na nocnym niebie: meteory, komety i sztuczne satelity 73

Wypatrujemy meteorów sporadycznych i bolidówWidząc na nocnym niebie „spadającą gwiazdę” (błysk światła emitowany przez spadającymeteoroid), najprawdopodobniej masz do czynienia z meteorem sporadycznym. Jeśli z jednegopunktu na niebie wyłania się z kolei duża liczba meteorów, jesteś świadkiem zjawiska zwanegodeszczem meteorów. Deszcze meteorów należą do najbardziej spektakularnych zjawisk na niebie;poświęciłem im kolejny podrozdział.

Olśniewająco jasny meteor to bolid. Choć astronomowie nie ustalili jeszcze jego precyzyjnejdefinicji, uważa się, że jest to meteor o jasności przekraczającej jasność Wenus1. Co jednakzrobić w sytuacji, kiedy Wenus nie jest widoczna? W jaki sposób orzec, czy mamy do czynieniaz bolidem?

Oto mój autorski sposób: jeśli ludzie na widok meteoru wydają głośne „ach!” i „och!” (wszyscymamy skłonność do wydawania westchnień i okrzyków zachwytu na widok meteoru), jest onniezaprzeczalnie jasny i piękny. Gdy jednak widzowie, spoglądając w zupełnie inną stronę,dostrzegają nagle jasny rozbłysk światła na niebie lub na powierzchni ziemi niedaleko siebie— mamy do czynienia z prawdziwym rarytasem. Innymi słowy: jeśli niespodziewany błysksprawia, że natychmiast kierujesz wzrok w jego stronę — oto bolid.

Bolidy pojawiają się na niebie wcale nie tak rzadko. Jeśli regularnie, przez kilka nocnychgodzin obserwujesz niebo (naturalnie przy sprzyjających warunkach), najprawdopodobniejraz, dwa razy do roku uda Ci się dostrzec bolid. Bardzo rzadkim zjawiskiem są natomiast tegotypu meteory obserwowane w dzień. Jeśli świeci słońce, a Ty pomimo tego widzisz bolid,możesz uważać się za szczęściarza: udało Ci się zobaczyć wyjątkowo jasny egzemplarz meteoru.Osoby niemające do czynienia z astronomią, widząc bolidy w dzień, niemal zawsze biorą je zasamolot lub wystrzeloną rakietę.

Można z dużą dozą prawdopodobieństwa stwierdzić, że meteoroid wytwarzający każdyponadprzeciętnie jasny bolid (o jasności porównywalnej z połową jasności Księżyca lub nawetwiększej) i każdy meteor tego typu obserwowany w dzień dotrze do powierzchni Ziemi.Świeżo spadłe meteoryty miewają znaczną wartość naukową, prócz tego są łakomym kąskiemna rynku kolekcjonerskim. Jeśli zauważysz bolid odpowiadający tej charakterystyce, powinieneśniezwłocznie zapisać kilka danych2, aby pomóc naukowcom w zlokalizowaniu położeniameteorytu i ustaleniu jego pochodzenia:

1. Zanotuj dokładny czas wskazywany przez Twój zegarek.

Przy najbliższej okazji skontroluj jego punktualność, porównując czas wskazywany przezTwój zegarek z czasem podawanym przez precyzyjne przyrządy do jego odmierzania(np. Master Clock w Obserwatorium Marynarki Stanów Zjednoczonych — zajrzyj nastronę http://tycho.usno.navy.mil/what1.html).

2. Opisz swoje położenie.

Prawdopodobieństwo, że w chwili ujrzenia bolidu będziesz miał przy sobie GPS, dziękiktóremu odczytasz swoje dokładne położenie, jest niewielkie, jednak pomocny możeokazać się już niewielki szkic. Opisz na nim miejsce, gdzie stałeś, oraz charakterystyczneelementy terenu (drogi, budynki, duże drzewa i inne).

1 W polskim nazewnictwie bolid to meteor o jasności przekraczającej jasność Wenus (podobnie jest np.w Rosji). Z kolei w amerykańskiej terminologii taki meteor to „fireball” (co znaczy: kula ognista),a fireball, który eksploduje, nazywa się bolidem (podobne rozróżnienie jest np. w Niemczech) — przyp. tłum.

2 Zajrzyj na stronę http://pfn.pkim.org/?q=pl/node/424 — przyp. tłum.

http://tycho.usno.navy.mil/what1.html

http://pfn.pkim.org/?q=pl/node/424


3. Sporządź szkic nieba; zaznacz tor lotu bolidu względem horyzontu.

Nawet, jeśli nie jesteś pewien, czy stałeś zwrócony twarzą na południowy wschód czy napółnoc, północny zachód, szkic sytuacyjny Twojego położenia oraz śladu bolidu możepomóc specjalistom określić trajektorię jego lotu oraz miejsce uderzenia o powierzchnięZiemi.

Po pojawieniu się dziennego lub wyjątkowo jasnego nocnego bolidu naukowcy poszukujązazwyczaj świadków jego przelotu. Zbierają informacje i porównują dane zebrane od osób,które obserwowały zjawisko z różnych miejsc, próbując w ten sposób ustalić potencjalnemiejsce uderzenia obiektu w ziemię. Nawet najbardziej efektowny meteor może być „dziełem”niewielkiej bryły skalnej, takiej, która z łatwością zmieściłaby się w zaciśniętej dłoni. Chcącodnaleźć obiekt, naukowcy zmuszeni są więc maksymalnie zawęzić obszar poszukiwań. Jeślinie zauważyłeś w lokalnych mediach apelu o zgłaszanie się świadków wydarzenia, zgłoś siędo najbliższego planetarium lub muzeum historii naturalnej. Jego pracownicy będą wiedzieć,jak właściwie wykorzystać Twoją obserwację.

W amerykańskiej terminologii obiekt nazywany w Polsce bolidem to fireball (co znaczy „kulaognista”), a bolidem nazywa się eksplodujący fireball, bądź taki, którego spadaniu towarzysząefekty akustyczne (przynajmniej ja definiuję go w taki sposób). Pojęć „bolid” i „fireball” niektórzyAmerykanie używają wymiennie (w środowisku naukowym nie ma zgody co do definicji obutych obiektów; nazewnictwo jest niejednolite nawet w specjalistycznych publikacjach, kwestiarozróżniania lub nie tych dwóch pojęć zależy też od kraju, np. w Polsce i Rosji występuje tylkobolid, a w Stanach Zjednoczonych i Niemczech bolid i fireball). Hałas, jaki słyszysz, to odgłosprzełamywania bariery dźwięku przez spadający na ziemię meteoroid.

Eksplodujący bolid rozpada się na dwa bądź więcej meteorów, poruszających się bliskosiebie i w tym samym kierunku. Meteoroid wytwarzający bolid rozpada się (prawdopodobniepod wpływem sił aerodynamicznych) tak samo, jak rozpada się spadający z dużej wysokości,pozbawiony kontroli samolot, pomimo tego, że na jego pokładzie nie miała miejsca żadnaeksplozja.

Jasny meteor często pozostawia za sobą świecący ślad. Przelot meteoru trwa zaledwie kilkasekund lub nawet krócej, jednak jasny ślad — tzw. ślad meteorowy — potrafi utrzymywać sięna niebie nawet kilka minut. Po jakimś czasie wiejące w górnej warstwie atmosfery wiatryrozpraszają go, tak samo jak rozpraszają ślad pozostawiony przez przelatujący nad naszymigłowami samolot.

Po północy obserwuje się więcej meteorów aniżeli przed. Od północy do południa znajdujeszsię bowiem na „przedniej” stronie naszej planety, która — krążąc wokół swojej osi — „zamiata”meteory do siebie. Od południa do północy jesteś zaś po tylnej stronie Ziemi, a meteoroidymuszą ją „gonić”, by wpaść w atmosferę i cieszyć Twoje oczy. Meteory są niczym owady,które rozbijają się na przedniej szybie Twojego samochodu podczas jazdy nocą: jest ichznacznie więcej na przedniej szybie aniżeli na tylnej. Doskonale wiesz dlaczego: przedniaszyba niejako „wybiega” im na spotkanie, podczas gdy tylną omijają.

Oczy utkwione w radiant: deszcz meteorówZazwyczaj w ciągu godziny można zaobserwować zaledwie kilka meteorów. Na półkuli północnej(na której znajduje się Polska) zobaczysz ich więcej jesienią niż wiosną oraz — jak powiedzieliśmy— po północy aniżeli przed. Jednak o określonej porze roku (zakładając, że prowadzisz obserwacjepodczas bezchmurnego i bezksiężycowego nieba, z dala od świateł wielkiego miasta) możeszzobaczyć 10, 20, a nawet 50 meteorów w ciągu godziny. Tego rodzaju zjawisko nazywane jest


deszczem meteorów i ma miejsce, gdy Ziemia w swojej wędrówce wokół Słońca przecinagigantyczny pierścień powstałych z rozpadu komet miliardów meteoroidów, (rój meteorów),orbitujących wokół naszej gwiazdy (o kometach opowiem szczegółowo w dalszej częścirozdziału). Rysunek 4.1 ilustruje schemat deszczu meteorów.

Rysunek 4.1.Deszcz meteo-rów ma miej-

sce w momen-cie przecięcia

toru ruchu Zie-mi wokół Słoń-

ca z pasem me-teoroidów

Kierunek bądź punkt na sklepieniu niebieskim, z którego wydaje się wybiegać deszcz meteorów,jest nazywany radiantem. Jednym z najbardziej znanych rojów meteorów są Perseidy, którychmaksymalna aktywność sięga niekiedy około 100 meteorów na godzinę (nazwa roju pochodziod gwiazdozbioru Perseusza, w którym znajduje się jego radiant. Nazwy rojów meteorówpochodzą zazwyczaj od gwiazdozbiorów, w których leży ich radiant, bądź znajdujących sięw pobliżu jasnych gwiazd, np. eta Aquarii).

Kilka innych rojów dorównuje Perseidom obfitością, nie mogą one jednak marzyć o tak licznejwidowni. Perseidy pojawiają się bowiem podczas ciepłych sierpniowych nocy wymarzonychna obserwacje nieba. Inne spośród największych rojów — Geminidy i Kwadrantydy — wpadająw ziemską atmosferę odpowiednio w grudniu i styczniu, gdy przenikliwy mróz skuteczniepowściąga astronomiczne ambicje większości miłośników nocnego nieba.

W tabeli 4.1 wymienione zostały największe coroczne roje meteorów. Podane w tabeli datyodnoszą się do okresu zwyczajowego maksimum osiąganego przez rój. Czas obserwacjiniektórych z nich waha się od kilku dni do nawet tygodni (choć czas przejścia Ziemi przez rójKwadrantydów to zaledwie kilkanaście godzin).

Tabela 4.1. Największe regularne roje meteorów

Nazwa roju Przybliżona data maksimumaktywności roju

Maksymalna liczba obserwowanychmeteorów (na godzinę)

Kwadrantydy 4 stycznia 120

Lirydy 22 kwietnia 15

Eta Akwarydy 6 maja 60

Delta Akwarydy 28 lipca 20

Perseidy 13 sierpnia 110

Orionidy 21 października 20

Geminidy 14 grudnia 120


Radiant Kwadrantydów znajduje się w północno-zachodnim narożniku konstelacji Wolarza.Rozbieżność w nazewnictwie wynika z faktu, iż rój został nazwany od nieistniejącego jużgwiazdozbioru Kwadrantu Murarskiego, notowanego na XIX-wiecznych mapach nieba. Prócz„domowego” gwiazdozbioru Kwadrantydy utraciły również kometę, od której pochodzą.Pochodzenie roju było zagadką aż do 2003 roku, kiedy to astronom Petrus Jenniskens odkrył,że kometa znana jako 2003 EH 1 może być kometą macierzystą Kwadrantydów.

Pochodzenie Geminidów związane jest dla odmiany z planetoidą. Przypuszcza się jednak,że owa asteroida jest pozostałością rozpadu komety C/1490 Y1, która utraciła zdolnośćemitowania gazów i pyłu formujących jej głowę i warkocz.

Dość specyficznym rojem są niepozorne Leonidy, pojawiające się na niebie każdego rokuokoło 17 listopada. Cechuje je pewna osobliwość: co 33 lata (i najprawdopodobniej przez kilkanastępujących po sobie lat) rój jest o wiele bardziej obfity niż zazwyczaj. Zwiększoną aktywnośćLeonidów zarejestrowano w wielu miejscach na Ziemi w listopadzie 1966 roku, a następniew listopadzie 1999, 2000, 2001 i 2002 roku. Kolejny „pokaz” jest przewidywany na rok 2032.

Najprawdopodobniej nigdy nie uda Ci się zaobserwować tylu meteorów, ile wymieniłemtabeli 4.1. Podane w niej oficjalnie przyjęte wartości odnoszą się bowiem do ponadprzeciętnychwarunków obserwacyjnych, o które trudno dziś na większości obszarów. Intensywność danegoroju meteorów waha się jednak każdego roku, zupełnie jak ilość opadów: raz zaobserwujemyich dokładnie tyle, ile wymieniono w tabeli, innym razem rój uraczy obserwatorów o wielewiększą niż zazwyczaj ilością meteorów. Oto dlaczego prowadzona przez Ciebie statystykaobserwacji meteorów jest tak ważna dla naukowców i badaczy.

Wszystko, czego potrzebuje „łowca” meteorów, to zegarek, notes, pióro lub ołówek (do notowaniawyników obserwacji) oraz latarka z czerwonym filtrem — aby widzieć, co się pisze.

W przypadku obserwacji astronomicznych najlepiej sprawdza się czerwone światło latarki.Bez problemu możesz taką kupić lub przygotować samemu, owijając żarówkę czerwoną folią.Innym sposobem jest pokrycie żarówki cienką warstewką czerwonego lakieru do paznokci.Białe światło latarki oślepia Twoje oczy i uniemożliwia obserwację słabszych gwiazd i meteorówprzez — w zależności od warunków — 10 – 30 minut. Funkcja oka, polegająca na umiejętnościdostosowania się do zróżnicowanego oświetlenia (w naszym przypadku ciemności), jestnazywana adaptacją — każdorazowo przed rozpoczęciem sesji obserwacyjnej powinno siępoświęcić na nią chwilę.

Meteory na nocnym niebie najlepiej obserwuje się i liczy będąc wyciągniętym wygodniena leżaku (równie dobrze robi się to na leżąco, z poduszką pod głową, istnieje jednakniebezpieczeństwo, że zaśniesz tuż przed rozpoczęciem „show” i przegapisz wszystkieatrakcje). Oprzyj się tak, aby spoglądać nieco powyżej punktu leżącego w połowie drogipomiędzy linią horyzontu a zenitem (zobacz rysunek 4.2) — to optymalna pozycja do obserwacjimeteorów. Dopilnuj też, by mieć pod ręką termos z gorącą kawą, herbatą albo kakao.

Oglądając deszcz meteorów, wcale nie musisz wpatrywać się w sam radiant, choć niektórzypreferują taki sposób obserwacji. Meteory rozbiegają się bowiem po całym niebie, a widzialnetory ich lotu mogą zaczynać się i kończyć daleko od radiantu.

Spoglądając wprost w radiant, stwierdzisz niejednokrotnie, że część meteorów, włącznie z tyminajjaśniejszymi, ma niezwykle krótki tor lotu. Wynika to z faktu, że poruszają się one niemalna wprost w Twoim kierunku. Na szczęście formujące rój meteoroidy są mikroskopijnychrozmiarów i nie mają szans dolecieć do powierzchni Ziemi.


Rysunek 4.2.Optymalna

pozycja do ob-serwacji me-

teorów to wy-godne oparcie

się i wzrokskierowany

w punkt poło-żony mniej

więcej 45° nadhoryzontem

Komety: brudne kule loduKomety, dostojnie przetaczające się przez niebo wielkie bloki z lodu i pyłu, przypominającerozmyte kule ciągnące za sobą gazowe welony, dość często odwiedzają nas, przybywającz najdalszych rubieży naszego Układu Słonecznego. Ich przybycie niezmiennie wzbudzaniezwykłe zainteresowanie. Co 75 – 77 lat powraca do naszego zakątka Układu Słonecznegonajbardziej znana kula lodowa — kometa Halleya. Jeśli przegapiłeś jej wizytę w 1986 roku,spróbuj ponownie w 2061! Jeśli jednak jesteś niecierpliwy, możesz w międzyczasie wypatrywaćna niebie innych komet: mniej znane obiekty, takie jak widoczna w 1997 roku kometa Hale-Boppa,bywają o wiele jaśniejsze niż kometa Halleya.

Wiele osób myli komety z meteorami. Wystarczy jednak kilka prostych wskazówek, a nie będzieszmiał trudności z odróżnieniem obu tych zjawisk:

Przelot meteoru trwa zaledwie kilka sekund; kometa jest widoczna przez kilka dni,tygodni lub nawet miesięcy.

Błysk pędzącego w kierunku Ziemi meteoru jest widoczny z odległości około 150kilometrów; komety przemierzają kosmos w odległości wielu milionów kilometrówod naszej planety.

Meteory są zjawiskiem dość powszechnym w odróżnieniu od widocznych okiemnieuzbrojonym komet, które pojawiają się przeciętnie rzadziej niż raz na rok.

W kolejnych podrozdziałach przeczytasz o budowie komety, najbardziej znanych kometachna przestrzeni wieków oraz metodach ich obserwacji.


Fotografowanie meteorów i deszczów meteorówCzyste, ciemne niebo nieoświetlone światłem Księży-ca to najodpowiedniejsze warunki do fotografowaniameteorów. Najlepsze efekty osiągniesz przy użyciustaromodnego już, obsługiwanego manualnie aparatu35-mm lub ewentualnie nowszego urządzenia z funk-cją ręcznego ustawienia parametrów obrazu (używajaparatów na film, aparaty cyfrowe nie są przystosowanedo długich czasów ekspozycji, koniecznych w przypadku„polowania” na meteory). Zaopatrzywszy się w odpo-wiedni sprzęt, przystępujemy do działania:

1. Stosuj zwykłe obiektywy; obiektywy zoom i tele-fotograficzne nie nadają się do fotografowaniameteorów. Nastaw odległość na nieskończo-ność.

2. Wartość f obiektywu ustaw na jak najniższą.

Używaj obiektywów, które mają możliwośćustawienia na f/5.6 bądź mniejszą — im mniejszawartość, tym lepsza.

3. Najlepsze są filmy o czułości ISO 400.

Profesjonaliści preferują filmy czarno-białe, jednakklisze kolorowe równie dobrze nadają się do na-szych celów, są łatwiejsze w użyciu, a ich dalszaobróbka jest zazwyczaj tańsza.

4. Ustaw aparat na statywie, a następnie skierujgo w kierunku punktu położonego w połowieodległości pomiędzy linią horyzontu a zenitembądź nieco wyżej. Staraj się wyszukiwać miej-sca jak najmniej zanieczyszczone światłemmiasta lub z innego źródła.

5. Ustaw parametry ekspozycji i zostaw przesło-nę otwartą na 10 – 15 minut. Następnie za-mknij przesłonę, przewiń film i rozpocznij ko-lejną ekspozycję.

Jeśli uda Ci się uwiecznić bolid, zanotuj czas jegopojawienia się i natychmiast zamknij przesłonę.Obiekt znikł, lecz Ty masz na filmie drogocenny„łup”. Nastaw kolejne ujęcie.

6. Oddając film do wywołania, poproś pracownikazakładu fotograficznego o wywołanie wszyst-kich klatek.

Bywa, że pracownicy zakładów fotograficznychpomijają ujęcia nieba, mylnie biorąc je za wadliwebądź próbne.

Deszcz meteorów fotografujesz w taki sam spo-sób jak pojedyncze meteory. Dla uzyskania naj-lepszych zdjęć zaczekaj z rozstawieniem sprzętudo chwili, kiedy radiant (miejsce bądź obszar naniebie, z którego „tryskają” meteory) znajdzie siędość wysoko na niebie — 40° lub nieco wyżej.Jeśli w jednym ujęciu uda Ci się sfotografowaćkilka meteorów, przekonasz się, że ich świetlnetory, przypominające szprychy koła na niebie,wybiegają z tego samego miejsca — radiantuwłaśnie.

Wysokość ciała niebieskiego nad horyzontem zmie-rzysz następująco: punkt położony nad Twoją głową(zenit) znajduje się na wysokości 90°, linia horyzontuleży zaś na wysokości 0°. Punkt położony w połowiedrogi między nimi leży na wysokości 45°, w 2/3 odcinkapomiędzy zenitem a horyzontem 60° itd.

Głowa i warkocz — budowa kometyW dawnych czasach astronomowie opisywali komety jako ciała niebieskie złożone z głowyi warkocza (lub warkoczy). Jasny, świetlisty punkt głowy komety został później nazwany jądrem.Dziś wiemy, że jądro to właściwa, zasadnicza część komety — zwanej również „brudną kuląlodową”. Jądro komety to mieszanina lodu, zestalonych gazów (m.in. tlenku i dwutlenkuwęgla) oraz cząsteczek stałych — drobinek pyłu (zobacz rysunek 4.3).

Astronomowie są zgodni, że miejscem narodzin komet jest odległy, zewnętrzny obszarnaszego systemu planetarnego. Granicę tego obszaru, w którego skład wchodzą wszystkie— od Jowisza po Neptuna — planety-gazowe olbrzymy, stanowi pas planetoid. Odłamki skalnew pobliżu Jowisza i Saturna dostały się w zasięg ich grawitacji i wypchnięte siłą tych planetdaleko w kosmos uformowały wielką, rozciągającą się daleko za Plutonem sferyczną chmuręzwaną Obłokiem Oorta, której odległość od Słońca szacuje się na mniej więcej 10 tysięcyjednostek astronomicznych (definicję jednostki astronomicznej [ang. AU], odpowiadającejmniej więcej 150 milionom kilometrów, podaję w rozdziale 1.). Inne uformowały tzw. pasKuipera (zajrzyj do rozdziału 9.) — liczną grupę ciał niebieskich krążących poza orbitą Neptuna


Rysunek 4.3.Kometa to

w rzeczywisto-ści brudna kula

uformowanaz lodu,

odłamkówskalnych

i zestalonychgazów

w odległości około 50 j.a. od Słońca, tj. 10 j.a. od Plutona. Poruszające się w pobliżu pasanieodległe gwiazdy zakłócają niekiedy grawitację i wypychają obiekty na nowe orbity, któremogą zaprowadzić je w pobliże Ziemi i Słońca.

Znajdująca się w dużej odległości od Słońca kometa składa się z samego jądra, brak jej jeszczegłowy i warkocza. Będąca owym jądrem kula lodowa ma zróżnicowaną średnicę: odkilkudziesięciu metrów do nawet kilkunastu kilometrów. Jak na kosmiczne standardy sąto bardzo małe rozmiary. Jeśli dodamy do tego, że jądro świeci jedynie odbitym światłemsłonecznym, zrozumiemy, dlaczego odległe komety są niewyraźne i trudne do wypatrzenia.

Zdjęcia jądra komety Halleya, wykonane w 1986 roku przez wystrzelony w jej kierunkupróbnik Europejskiej Agencji Kosmicznej, ujawniły, że nierówną, guzowatą powierzchnięobracającej się wokół własnej osi lodowej kuli pokrywa ciemna skorupa przypominającapolewę deseru tartufo, serwowanego w wykwintnych restauracjach. Nie sądzę, aby kometybyły aż tak smaczne, dla oczu są jednak prawdziwym rarytasem. Na zdjęciach przesłanychprzez sondę widzimy tu i ówdzie rozświetlające powierzchnię jądra komety pióropusze gazówi pyłu, przypominające erupcje gejzerów i wystrzeliwujące z otworów i szczelin powstałychw wyniku rozpuszczania przez ciepło Słońca pokrywającej obiekt skorupy. Ładna mi skorupa!Z kolei w roku 2004 próbnik Stardust wysłany przez NASA dostarczył dokładnych zdjęć jądrakomety Wild-2. Jego powierzchnia nosi wyraźne ślady kraterów uderzeniowych i usiana jestzbudowanymi z lodu formacjami, przypominającymi niewielkie wierzchołki. Takie są —chciałoby się powiedzieć — „zimne fakty”.

W miarę zbliżania się komety do Słońca emitowane przez nie ciepło rozpuszcza zamrożonegazy, które tryskają w przestrzeń, wydmuchując również drobiny skalne. Gaz i cząsteczki pyłuformują wokół jądra mglisty, świecący obłok zwany komą (pochodzące z języka łacińskiegosłowo oznaczające włosy; terminu nie należy mylić ze spotykanym niekiedy określeniem śpiączki).Niemal każdy myli komę z głową komety — aby być ścisłym, głowa składa się z jądra i z komywłaśnie.

Źródłem poświaty, jaką emituje koma komety, jest częściowo światło słoneczne, odbite odmilionów maleńkich drobinek pyłu, a częściowo własne, blade światło emitowane przezatomy i cząsteczki, z których zbudowana jest koma.

Wchodzące w skład komy gazy i drobinki pyłu podlegają działaniu różnego rodzaju sił, czegokonsekwencją jest uformowanie się warkocza (warkoczy) komety.

Ciśnienie wiatru słonecznego wypycha cząsteczki pyłu, odginając je zasadniczo w kierunkuprzeciwnym do Słońca (zobacz rysunek 4.4), w efekcie czego powstaje warkocz pyłowy.Świeci on odbitym światłem słonecznym, a dodatkowo:


Rysunek 4.4.Warkocz

kometarnyskierowany

jest w stronęprzeciwną do

Słońca

ma rozmyty, zakrzywiony kształt;

charakteryzuje się jasnożółtym odcieniem.

Innym typem warkocza kometarnego jest warkocz gazowy, nazywany również plazmowymlub jonowym. Część gazów wchodzących w skład komy, poddana działaniu promieniultrafioletowych emitowanych przez Słońce, ulega jonizacji (zyskuje ładunek elektryczny).Na zjonizowane gazy oddziałuje wiatr słoneczny, niewidoczny gołym okiem strumień protonówi elektronów wystrzeliwanych w przestrzeń kosmiczną przez Słońce (zajrzyj do rozdziału 10.).Wiatr słoneczny wypycha naładowany elektrycznie gaz kometarny w kierunku dokładnieprzeciwnym do Słońca, formując warkocz gazowy komety. Jest on niczym rękaw lotniskowy:obserwując warkocz gazowy, badacze komet są w stanie ustalić, z którego kierunku wiejew danym momencie wiatr słoneczny.

W odróżnieniu od warkocza pyłowego warkocz gazowy charakteryzuje się:

„włóknistym”, niekiedy skręconym lub nawet rozczłonkowanym kształtem;

błękitną barwą.

Bywa, że fragmenty warkocza plazmowego odrywają się od reszty i odlatują w przestrzeń.Kometa wytwarza wtedy nowy warkocz gazowy, zupełnie jak jaszczurka, która utraciwszyogon, jest w stanie go odtworzyć. Długość warkocza komety bywa różna — „rekordzistki”rozciągają się na dystansie setek milionów kilometrów.


Koma raz jeszczePodstawową zasadą w przypadku obserwacji kometjest: jak najdalej od miasta! Choć jądro komety możemieć średnicę zaledwie kilku kilometrów, otaczająca jekoma może rozciągać się na dystansie dziesiątek lubnawet setek tysięcy kilometrów — gazy rozprzestrze-niają się niczym obłok dymu papierosowego. W miaręjak rzedną i ich gęstość maleje, stają się coraz mniejwidoczne. Jasno więc widać, że rozmiar obserwowanej

komy zależy nie tylko od ilości materiału gazowo-pyłowego zrzucanego przez kometę, ale także od wraż-liwości ludzkiego oka, czułości filmu fotograficznegobądź urządzenia, którego używasz do obserwacji zja-wiska. Jak łatwo się domyślić, rozmiary dostrzegalnejkomy zależą również od stopnia zanieczyszczenia nie-ba światłem; jasna kometa obserwowana w mieściebędzie wydawać się o wiele mniejsza aniżeli na wsi,gdzie niebo jest o wiele ciemniejsze.

Kometa zmierzająca w kierunku Słońca ciągnie swój warkocz (lub warkocze) za sobą, zgodniez trajektorią lotu. Tymczasem po zatoczeniu przez kometę łuku wokół Słońca i obraniu przeznią kierunku powrotnego w stronę planet zewnętrznych naszego Układu Słonecznego jejwarkocz w dalszym ciągu wskazuje kierunek przeciwny do Słońca. Mówiąc w sposób bardziejobrazowy, kometa ściga teraz własny ogon! W stosunku do Słońca „zachowuje się” niczymśredniowieczny dworzanin, który nigdy nie ośmieliłby się pokazać swojemu suwerenowipleców. Przedstawiona na rysunku 4.4 kometa może poruszać się zgodnie lub w kierunkuprzeciwnym do ruchu wskazówek zegara, jednak jej warkocz gazowy będzie zawsze wskazywaćkierunek dokładnie przeciwny do Słońca.

Koma i warkocze komety zwyczajnie ulatniają się w próżnię. Uwolnione przez jądro gazyi drobiny pyłu, z których zbudowane są koma i warkocze, są dla komety bezpowrotnie stracone.W momencie, w którym oddalająca się od Słońca kometa znajdzie się daleko za orbitą Jowisza(skąd pochodzi ich większość), ponownie składać się będzie jedynie z jądra. Rozsiane przezkometę pył i drobiny skalne mogą natomiast stać się deszczem meteorów (więcej na ten tematwe wcześniejszej części tego rozdziału), pod warunkiem że ich orbita przetnie się z orbitąZiemi.

Oczekiwanie na „kometę stulecia”Raz na kilka lat na naszym niebie pojawia się kometa na tyle jasna i w na tyle dobrym położeniu,że bez większych trudności daje się ją zaobserwować okiem nieuzbrojonym lub za pomocąniezbyt silnej lornetki. Niestety, nie potrafię powiedzieć, kiedy taka kometa się objawi — komety,których pojawienie się w bliskiej przyszłości astronomowie są w stanie przewidzieć z dużądokładnością, to zazwyczaj małe i niezbyt jasne obiekty. Niemal wszystkie wielkie, olśniewającekomety są raczej odkrywane aniżeli zapowiadane.

Jedyną jasną kometą, której czas nadejścia daje się dokładnie przewidzieć, jest kometa Halleya.Nie zaszczyca nas ona jednak częstymi wizytami. Jej pojawienie się w 1910 roku było szumniezapowiadane i milionom obserwatorów udało się jej przyjrzeć. Tymczasem tego samego rokuzameldowała się na niebie jeszcze jaśniejsza kometa — Wielka Kometa Dzienna z 1910 r.,której pojawienia się nie przewidział żaden z astronomów. Jedyne, co Ci pozostaje, to nieustannaobserwacja nieba. Śledź na bieżąco zamieszczane w czasopismach astronomicznych i na podanychw tym rozdziale stronach internetowych doniesienia o nowych kometach i stosuj się do wskazówekdotyczących ich obserwacji. Jeśli dopisze Ci szczęście, być może jako pierwszy wypatrzysznową kometę i poinformujesz o niej. W takim przypadku Międzynarodowa Unia Astronomicznanada jej jako nazwę Twoje nazwisko — nazwisko odkrywcy.


Co 5 – 10 lat pojawia się na niebie kometa tak jasna, że astronomowie natychmiast nadają jejprzydomek „komety stulecia”. Ludzie mają, jak widać, krótką pamięć. Warto śledzić na bieżącoinformacje prasowe, a być może uda nam się zaobserwować którąś ze spektakularnych komet:

W roku 1967 kometa Ikeya-Seki była widoczna w pełnym świetle dziennym tuż obokSłońca — wystarczyło jedynie zasłonić kciukiem słoneczną tarczę. Nigdy nie zapomnętego widoku ani poparzonego promieniami słonecznymi kciuka.

W roku 1976 kometę Westa można było obserwować gołym, nieuzbrojonym okiem nadnocnym niebem Los Angeles — najgorszym, jakie znam, miejscem do obserwacji ciałniebieskich.

W roku 1983 można było podziwiać przechodzącą w pobliżu Ziemi kometę IRAS-Iraki-Alcock, której ruch był wyraźnie dostrzegalny na tle nocnego nieba (większość kometporusza się na tyle powoli, że trzeba kilku godzin obserwacji, aby dostrzec zmianę położenia).

W roku 1996 oraz 1997 niezwykle jasne komety Hyakutake oraz Hale-Boppa wynurzyłysię z czeluści kosmosu, ciesząc oczy milionów obserwatorów.

Jak do tej pory astronomom — zarówno tym profesjonalnym, jak i amatorom — nie udało sięw nowym millennium dostrzec równie widowiskowej komety. Wcześniej czy później takamusi się jednak pojawić, a tym, kto ją odkryje, będziesz być może Ty!

W Internecie znajdziesz setki stron z informacjami na temat obserwowanych aktualnie kometi ich fotografiami wykonanymi zarówno przez profesjonalistów, jak i amatorów. W większościprzypadków są to jednak obiekty na tyle słabe i niewyraźne, że ich dostrzeżenie jest możliwejedynie przy użyciu zaawansowanych modeli teleskopów. Szczególnie gorąco polecam Ci trzyznakomite strony — zaglądaj na nie regularnie, a z pewnością będziesz jedną z najlepiejpoinformowanych w dziedzinie komet osób:

http://www.jpl.nasa.gov/solar_system/asteroids_comets/comets_index.html — strona domowaObserwatorium Komet przy Laboratorium Napędu Odrzutowego (ang. JPL — JetPropulsion Laboratory) NASA.

www.cometography.com/current_comets.html — strona, na której znajdziesz informacjeo kometach obserwowanych na przestrzeni ostatnich miesięcy.

www.skyandtelescope.com/observing/objects/comets/ — poświęcona kometom strona magazynu„Sky & Telescope”. Znajdziesz tu wskazówki, które pomogą Ci w obserwacjii fotografowaniu tych urzekających ciał niebieskich.

http://komety.astrowww.pl — witryna polskiego miłośnika astronomii zajmującego siękometami.

Polujemy na „grubego zwierza”Znalezienie komety nie jest trudne, jednak odkrycie „tej pierwszej” może zająć Ci długie lata.Znany współczesny „łowca” komet David Levy systematycznie przeczesywał niebo przez 9 lat,zanim udało mu się odkryć pierwszą kometę. Od tamtej pory Levy odkrył ich ponad 20.

Do poszukiwań komet najlepiej nadaje się teleskop o krótkiej ogniskowej, tj. o niskiej wartościprzesłony (f) (analogicznym do f soczewek aparatów fotograficznych). Optymalna wartośćprzesłony do tego typu zastosowań to f/5.6, a jeszcze lepiej f/4; okular teleskopu nie powinienmieć zbyt dużego powiększenia: maksymalnie 20 – 30x (zajrzyj do rozdziału 3.). Niskie

http://www.jpl.nasa.gov/solar_system/asteroids_comets/comets_index.html

http://www.cometography.com/current_comets.html

http://www.skyandtelescope.com/observing/objects/comets/

http://komety.astrowww.pl


parametry przesłony oraz mała siła powiększenia okularu umożliwiają przeczesywanie teleskopemznacznego obszaru nieba. Jasnych komet, które jako amator jesteś w stanie odkryć, jest bowiembardzo mało.

Dobrym i stosunkowo niedrogim teleskopem do poszukiwań komet jest refraktor OrionShortTube 80mm. To znakomita optyka w umiarkowanej cenie: urządzenie, wraz z trójnogiemParagon firmy Orion, kupisz w Polsce za około 1200 złotych, warto jednak przejrzeć ofertęzagranicznych sklepów internetowych, gdzie — nawet po doliczeniu kosztów przesyłki —możesz je nabyć za o wiele niższą cenę. Wartość przesłony f/5.0 i okular o sile powiększenia16x doskonale nadają się do poszukiwań komet. Godny polecenia jest dodatkowo zakupaluminiowej walizki (ok. 40 dolarów), dzięki której będziesz mógł zabrać ze sobą swój teleskopw dowolne miejsce, bez obaw o jego całość w bagażniku samochodu czy samolotowymschowku. Znajdziesz ją na stronie internetowej Orion Telescope and Binoculars: www.telescope.com(więcej informacji na temat zakupu sprzętu do obserwacji nieba znajdziesz w rozdziale 3.).

Poszukiwania nieodkrytych jeszcze komet możesz prowadzić na dwa różne sposoby: nazwijmyje „spontanicznym” oraz „systematycznym”. Czytaj dalej, a dowiesz się, na czym polega każdyz nich oraz co przedsięwziąć, gdy uda Ci się wypatrzysz nową, nieznaną kometę.

Poszukujemy komet: sposób pierwszy„Spontaniczny” sposób poszukiwania nowych komet nie wymaga właściwie żadnychwiększych starań. Wpatrując się w gwiazdy lub obserwując inne obiekty, zwracaj po prostubaczniejszą uwagę na rozmazane, mgliste plamy widoczne na niebie. Przeczesuj niebow poszukiwaniu niewyraźnych obiektów (w odróżnieniu od nich, gwiazdy — obserwowaneprzyrządem o właściwie wyregulowanej ostrości — są jasnymi punktami o ostrych kształtach).Jeśli uda Ci się „namierzyć” mglisty, niewyraźny obszar, sięgnij w pierwszej kolejności po atlasnieba i sprawdź, czy jakikolwiek obiekt w tym rejonie nieba może mieć taką postać (np. mgławicalub galaktyka). Jeśli żaden tego typu obiekt nie figuruje w atlasie w tym rejonie nieba, możliwe,że oto wypatrzyłeś nową kometę. Zanim jednak otworzysz szampana, odczekaj kilka godzini sprawdź, czy rzekoma kometa porusza się na tle okolicznych gwiazd. Jeśli w międzyczasiewzejdzie Słońce lub chmury uniemożliwią Ci potwierdzenie odkrycia, ponów próbę następnejnocy. Jeśli obiekt będzie rzeczywiście kometą, zanotujesz zmianę jego położenia w stosunkudo leżących w jego pobliżu gwiazd. Może się zdarzyć, że będzie na tyle jasny, by dostrzecciągnący się za nim warkocz — to niepodważalny dowód, że masz do czynienia z kometą.

Poszukiwania metodą „systematyczną”„Systematyczna” metoda poszukiwania komet opiera się na założeniu, że należy szukać ichtam, gdzie niebo jest najciemniejsze, a one same osiągają maksymalną jasność. Komety sąnajjaśniejsze w pobliżu Słońca, a niebo najciemniejsze w kierunku dokładnie przeciwnym.Jak pogodzić te sprzeczności?

Istnieje rozwiązanie „kompromisowe”: wypatruj komet we wschodniej części nieba, tuż przedświtem, na obszarze, który

znajduje się w odległości co najmniej 40º od Słońca (schowanego za linią horyzontu);

znajduje się w odległości maksymalnie 90º od Słońca.

Pamiętaj, że pełny horyzont ma 360º, zatem 90º to jego ćwierć.

Program komputerowy typu planetarium sporządzi mapę odpowiadających wymienionymparametrom rejonów nieba i to dla dowolnie wybranych przez Ciebie dnia i pory (więcejinformacji na temat tego typu programów znajdziesz w rozdziale 2.). Na identycznej zasadzie,

http://www.telescope.com


Zabawa w nadawanie nazwJeśli uda Ci się odkryć kometę, Międzynarodowa UniaAstronomiczna nazwie ją od Twojego nazwiska oraznazwisk maksymalnie dwóch innych odkrywców, którzyniezależnie od siebie poinformowali o jej dostrzeżeniu.

Zauważywszy meteor, nie będziesz miał wystarczającodużo czasu, by obmyślić dla niego imię. Możesz coprawda wykrzyknąć „Wojtek!”, wiedz jednak, że takanazwa nie zostanie uznana, a Ty sam możesz stać sięobiektem niezdrowego zainteresowania. Nazwą zostajązaszczycone jedynie najbardziej widowiskowe meteory,których przelot podziwiają tysiące obserwatorów. Otrzy-mują wtedy nazwy w rodzaju Wielka Dzienna Kula

Ognista z 10 sierpnia 1972, jednak brak jest tu oficjal-nie przyjętych reguł nazewnictwa.

W przypadku znalezienia meteorytu zostanie on nazwanyod miasta lub obszaru, na którym dokonano odkrycia.W Polsce brak jest, niestety, odpowiednich uregulowańprawnych, które dotyczyłyby ochrony i własności me-teorytów. W przypadkach spornych stosuje się prze-pisy prawa administracyjnego3.

Odkrywszy nową asteroidę, masz prawo do nadania jejnazwy, nie może ona jednak być w jakikolwiek sposóbzwiązana z Twoim nazwiskiem (więcej na temat aste-roid przeczytasz w rozdziale 7.).

pamiętając o zaleceniach dotyczących jasności obiektu i jego odległości od Słońca, możeszposzukiwać komet w zachodniej części nieba, w tym przypadku różnica polega jednak na tym,że najlepszą porą będzie czas bezpośrednio po zachodzie Słońca. Z własnego doświadczeniawiem, że kilka pierwszych „komet”, które „odkryjesz”, okaże się ostatecznie smugą pozostawionąwysoko w górze przez samolot pasażerski, odbijającą światło niewidocznego już w Twojejlokalizacji Słońca.

Rozpocznij obserwację interesującego Cię obszaru od jednego z jego narożników i powoliprzeczesuj teleskopem niebo. Poruszaj teleskopem w górę bądź w dół, a następnie „przeskocz”do kolejnego pasa Twojego obszaru poszukiwań. Możesz obrać kierunek poszukiwań odprawej do lewej, możesz też — wzorując się na systemie pisowni zwanym bustrofedonem(słowo zaczerpnięte z języka greckiego, oznacza „tak, jak orzą woły”; woły orały jedną z bruzd,po czym zawracały i orały kolejną w przeciwnym kierunku) — przeczesywać niebo „wężykiem”,naprzemiennie w prawo i w lewo.

Zdradzę Ci pewien sekret: o wiele łatwiej zaimponujesz swoim przyjaciołom, informując ich,że realizujesz projekt poszukiwawczy komet systemem „bustrofedonicznym” aniżeli faktycznymodkryciem nowej komety. Niewątpliwie pobudzi to Twoje ego, o ile tylko Twoi znajomi nieuznają, że jakaś kometa musiała spaść Ci prosto na głowę!

Zgłoszenie nowej kometyOdkrywszy nową kometę, wejdź na stronę internetową Centralnego Biura TelegramówAstronomicznych (które od dawna nie posługuje się już telegramami) i — stosując siędo zawartych na niej wskazówek — poinformuj o swoim odkryciu pocztą elektroniczną.Adres strony to: http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html.

Biuro nie zna się na żartach i fałszywe alarmy go nie bawią, zanim więc wszem i wobecodtrąbisz swój wiekopomny sukces, poproś o pomoc jakiegoś z Twoich kolegów-astronomów,który potwierdzi Twoje odkrycie. Jeśli okaże się ono prawdziwe, jako amator-odkrywcakomety możesz ubiegać się o Nagrodę Edgara Wilsona. Warunki, jakie musisz spełnić,znajdziesz na stronie wspomnianego Centralnego Biura Telegramów Astronomicznych:http://www.cfa.harvard.edu/iau/special/EdgarWilson.html.

3 Zajrzyj na stronę http://www.poszukiwanieskarbow.com/artykuly/meteoryty/meteoryty.html, gdzie kwestia ta jestomówiona nieco szerzej — przyp. tłum.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html

http://www.cfa.harvard.edu/iau/special/EdgarWilson.html

http://www.poszukiwanieskarbow.com/artykuly/meteoryty/meteoryty.html


Jednak nawet jeśli nigdy nie uda Ci się odkryć nowej komety (podobnie jak większościastronomów), nic nie stoi na przeszkodzie, abyś zachwycał się kometami wyśledzonymiprzez innych.

Sztuczne satelity: miłość i nienawiśćSztuczny satelita to obiekt zbudowany przez człowieka i wysłany w przestrzeń kosmiczną,gdzie orbituje wokół Ziemi lub innego ciała niebieskiego. Krążące wokół naszej planetysztuczne satelity dostarczają danych, w oparciu o które powstają prognozy pogody, monitorująanomalie klimatyczne, takie jak El Niño, są wykorzystywane do nawigacji i przekazówtelewizyjnych, zapewniają również ochronę przed atakami przy użyciu rakiet kontynentalnychwystrzeliwanych przez wrogie państwa. Bywają też wykorzystywane do zastosowańastronomicznych.

Kosmiczny Teleskop Hubble’a to jeden ze sztucznych satelitów, którego astronomowie darząniekłamanym uczuciem. Przekazuje na Ziemię niezrównanej jakości zdjęcia gwiazd i odległychgalaktyk; za jego sprawą prócz obserwacji w świetle widzialnym możliwe jest również ichprzeprowadzanie w świetle ultrafioletowym oraz podczerwonym, blokowanym i pochłanianymprzez warstwy ziemskiej atmosfery.

Sztuczne satelity odbijają jednak promienie zachodzącego Słońca, a nawet Słońca, które dlaobserwatora na powierzchni Ziemi już zaszło. Tym samym stanowią punkty świetlne, któreporuszając się po określonym obszarze nieba, niweczą wysiłek astronomów wykonującychzdjęcia o długim czasie naświetlania słabszych gwiazd w tym rejonie. Astronomów, cozrozumiałe, nie cieszą tego rodzaju „niespodzianki”. To jednak nie wszystko: niektóre satelitynadają na częstotliwościach radiowych wykorzystywanych przez „wielkie talerze” lub inneanteny i odbiorniki wykorzystywane przez naukowców do przechwytywania naturalnychsygnałów radiowych dobiegających z kosmosu. Nie można wykluczyć, że w fali radiowej,pędzącej do Ziemi z kwazara przez 5 miliardów lat, lub takiej, która 5 tysięcy lat temu opuściłapodobną do naszej planetę w innym układzie gwiezdnym w Drodze Mlecznej, znajdują siępozdrowienia od życzliwych nam Obcych pragnących przekazać Ziemianom sposób leczeniaraka. Tymczasem dokładnie w chwili, kiedy odbiornik przechwytuje falę radiową, ostrezgrzyty i przeraźliwe zakłócenia wywołane przez przelatującego akurat nad obserwatoriumsatelitę uniemożliwiają właściwy odbiór sygnału. Bezcenna informacja z systemu gwiezdnegoAlfa Centauri przepada bezpowrotnie.

Mówiąc krótko, astronomowie uwielbiają sztuczne satelity, gdy te są dla nich pożyteczne,lecz gotowi są do nich strzelać, gdy zakłócają prowadzone przez nich obserwacje. Aby jednakosłodzić sobie nieco tę gorycz, astronomowie wymyślili inne użyteczne zastosowanie dlasztucznych satelitów, czyniąc je same wdzięcznym obiektem obserwacji i fotografowania.

Słowo „satelita” jest w języku polskim rodzaju męskiego. Mówimy zatem „ten satelita”,a nie „ta satelita”. To dość często spotykany błąd językowy.

Wypatrujemy sztucznych satelitówWokół Ziemi krążą setki działających sztucznych satelitów. Dochodzą do tego tysiąceorbitujących kosmicznych śmieci i wraków — to satelity wyłączone z eksploatacji, elementyrakiet nośnych wynoszących satelity na orbitę, fragmenty satelitów uszkodzonych bądź nawet


zniszczonych w wyniku eksplozji, wreszcie niezliczone drobinki i odpryski farby odpadłejod korpusów satelitów i rakiet. Z perspektywy Ziemi prom kosmiczny jest rakietą załogową,jednak wysoko, w kosmosie, orbituje wokół naszej planety jako wielki sztuczny satelita.

Światło odbite od dużych sztucznych satelitów i krążących wokół Ziemi większych gabarytowokosmicznych odpadków jesteś w stanie sam dostrzec bez problemu. Radary o dużej mocy,wchodzące w skład wojskowych systemów obrony, są w stanie śledzić tor lotu najmniejszegonawet kosmicznego śmiecia.

Obserwację sztucznych satelitów najlepiej zacząć od wypatrywania któregoś z większych,a tym samym łatwiej dostrzegalnych, np. Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, KosmicznegoTeleskopu Hubble’a bądź wahadłowca (o ile w danym czasie ma miejsce misja). Nie powinieneśmieć też kłopotów z wypatrzeniem któregoś z 66 emitujących silne błyski satelitówkomunikacyjnych Iridium.

Poszukiwanie dużych i jasnych sztucznych satelitów to dobry sposób na poprawieniesamopoczucia dla początkujących, rozpoczynających dopiero swoją przygodę z nocnym niebemastronomów. Prognozy dotyczące pojawienia się komet i deszczów meteorów bywają częstomylne i niedokładne, komety zawsze okazują się słabsze, niż przewidywałeś, a liczba meteoróww roju niejednokrotnie o wiele mniejsza, aniżeli prognozowano. Tymczasem zapowiedzidotyczące pojawienia się sztucznych satelitów niemal zawsze okazują się trafne. Wyobraź sobietylko, jakie wrażenie wywrzesz na swoich znajomych, gdy pewnej bezchmurnej nocy zabierzeszich daleko od miasta, a następnie, spoglądając na zegarek i wskazując na odpowiedni obszarnieba, zakomunikujesz z mądrą miną: „Hmm…, Międzynarodowa Stacja Kosmiczna powinnapojawić się lada moment, za minutę albo dwie”. I ledwie tylko wypowiesz to zdanie, na niebiepojawi się jasny punkt!

Być może zadajesz sobie pytanie, na co tak właściwie powinieneś zwrócić uwagę, wypatrującsztucznych satelitów? Przygotowałem dla Ciebie małą ściągawkę. Oto jak szukać zarówno tychjasnych, jak i tych mniej wyraźnych:

Satelity typu Kosmiczny Teleskop Hubble’a czy Międzynarodowa Stacja Kosmiczna sąwidoczne najczęściej w okolicach wieczora, jako punkt świetlny poruszający sięjednostajnie (i zauważalnie) w kierunku zachód – wschód po zachodniej stronie nieba.Prędkość, z jaką porusza się satelita, jest zbyt mała, aby pomylić go z meteorem, i zbytduża, by wziąć go za kometę. Ów świetlny punkt dobrze widać okiem nieuzbrojonym,nie jest to więc również asteroida; jak na planetoidę porusza się zresztą zbyt szybko.

Niektórym niedoświadczonym obserwatorom nieba zdarza się wziąć za sztucznegosatelitę lecący na dużej wysokości samolot. Przyjrzyj się „namierzonemu” obiektowiprzez lornetkę: jeśli rzeczywiście jest to samolot, powinieneś dostrzec jego światłapozycyjne lub nawet charakterystyczną sylwetkę na tle niewyraźnej iluminacji nocnegonieba. Jeśli dodatkowo znajdujesz się w cichym, ustronnym miejscu, być może uda Cisię usłyszeć odgłos wydawany przez silniki samolotu. Satelity nie da się usłyszeć.

Satelita systemu Iridium to zupełnie inna para kaloszy: pojawia się zazwyczaj jakoruchoma smuga światła, rozbłyskująca niezwykle silnym refleksem (flarą), który po kilkusekundach stopniowo zanika. Porusza się o wiele wolniej niż meteor. Jasność rozbłyskuemitowanego przez satelitę Iridium sięga niekiedy minus 9 magnitudo — to więcej niżjasność Wenus; na nocnym niebie jaśniejszy od niego jest jedynie Księżyc. Błyskwytwarzany jest przez jedną z aluminiowych, mających wielkość zwykłych drzwi antensatelity, odbijających niemal bez strat światło Słońca skrytego za linią obserwowanegoprzez Ciebie horyzontu. Podczas spotkań obserwacyjnych astronomom zdarza sięprzyjmować wiwatami rozbłysk satelity Iridium, zupełnie tak samo, jak w przypadkudostrzeżenia bolidu. Flary satelitów Iridium można dostrzec nawet w dzień.


Na orbicie znajduje się 66 satelitów Iridium. Ich obecność zakłóca przebieg obserwacjiastronomicznych i niejeden astronom chętnie usunąłby je z nocnego nieba. Cóż, na osłodępozostają nam przynajmniej te wspaniałe rozbłyski…

„Rozkład jazdy” satelitów — gdzie szukaćInformacje dotyczące prognozowanych przelotów satelitów nad danym obszarem możeszznaleźć w niektórych lokalnych gazetach i serwisach pogodowych. Bardziej szczegółowychinformacji szukaj w Internecie. Pomocne mogą okazać się następujące strony:

Informacje dotyczące przelotu Międzynarodowej Stacji Kosmicznej znajdziesz na stroniemagazynu „Sky & Telescope” pod adresem www.skyandtelescope.com/observing/almanac.Zmień domyślną lokalizację (Greenwich, Anglia) na nazwę swojego miasta, a następniepodaj czas, kiedy zamierzasz rozpocząć obserwacje.

Najbardziej niezawodne prognozy dotyczące satelitów Iridium dostępne są na stroniewww.heavens-above.com. Wprowadź parametry swojej lokalizacji (z mapy, bazy danych lubmanualnie) i czasu zaplanowanej obserwacji. Po chwili uzyskasz wygenerowane przezkomputer informacje dotyczące najbliższych, możliwych do zaobserwowania przelotówsatelitów Iridium.

Na stronie Heavens Above znajdziesz również informacje o możliwości obserwacjiMiędzynarodowego Teleskopu Hubble’a. W analogiczny sposób, jak opisałem powyżej,wprowadź dane właściwe dla Twojej lokalizacji, a następnie kliknij umieszczone na stroniegłównej łącze HST (w sekcji „Satellites”).

Istnieje też specjalny, darmowy program komputerowy do śledzenia satelitów, napisanyprzez Polaka Sebastiana Stoffa. Program Orbitron znajdziesz pod adresem www.stoff.pl.

Jeśli uda Ci się „upolować” kilka z jaśniejszych sztucznych satelitów, możesz pójść krokdalej i spróbować uwiecznić je na zdjęciach. Przestrzegaj zaleceń zawartych w zakładce„Fotografowanie meteorów i deszczów meteorów” we wcześniejszej części tego rozdziału.Wszystko, czego potrzebujesz, to aparat przystosowany do zdjęć o długim czasie ekspozycji,stabilnego statywu i kilku rolek filmu o dużej czułości.

http://www.skyandtelescope.com/observing/almanac

http://www.heavens-above.com

http://www.stoff.pl

Część II

Wycieczkapo Układzie Słonecznym

90 Część II: Wycieczka po Układzie Słonecznym

W tej części…iesz co? Zdradzę Ci pewien sekret: mężczyźni wcale nie pochodząz Marsa, a kobiety z Wenus. W rzeczywistości na żadnej z tych

planet nie może istnieć życie w formie, jaką znamy. Wenus jest zbyt gorąca,a Mars zbyt zimny, ponadto na żadnej z nich naukowcy nie stwierdziliistnienia wody w postaci ciekłej.

W tej części postawiłem sobie za zadanie objaśnić Ci, jakie tak naprawdęsą planety naszego Układu Słonecznego. Czy na Marsie istniałykiedykolwiek formy życia? A co z Europą, jednym z satelitów Jowisza?Opowiem Ci, co dzisiaj wiadomo na ten temat.

Jeśli kiedykolwiek oglądałeś jeden z tych zwariowanych filmów z cyklu„O nie! Wielka asteroida leci wprost w kierunku Ziemi!”, być możezastanawiasz się, czy w ogóle należy brać takie zagrożenie na poważnie.W tej części znajdziesz rozdział poświęcony właśnie asteroidom i ryzykutrafienia przez nie w naszą planetę.

W

Rozdział 5: Ziemia i Księżyc — dobrana para 91

Rozdział 5

Ziemia i Księżyc — dobrana paraW tym rozdziale:► Ziemia jako planeta.► Czym jest czas, pory roku i wiek.► Fazy Księżyca i charakterystyka jego powierzchni.

ludzkim wyobrażeniu planety to obiekty usytuowane daleko w kosmosie, jak Jowiszczy Mars. Dla starożytnych Greków — a po nich przez długi czas dla całej ludzkości

— istniała różnica pomiędzy Ziemią, uważaną za centrum wszechświata, a pozostałymi planetami.Uważano, że planety — maleńkie punkty świetlne na nocnym niebie — obracają się właśniewokół Ziemi.

Dziś nasza wiedza jest znacznie większa. Ziemia wcale nie jest centrum wszechświata, niejest nawet środkiem naszego układu planetarnego — ten zaszczytny tytuł przypadł bowiemSłońcu. Musi wystarczyć nam krążący wokół Ziemi Księżyc i setki sztucznych satelitów(więcej na ten temat w rozdziale 4.). Wraz z Ziemią swoją wędrówkę wokół Słońca odbywasiedem innych planet, dziesiątki ich satelitów, pas planetoid, miliony komet i mnóstwo innychobiektów. Pomimo tego, według stanu naszej wiedzy na dziś, życie w Układzie Słonecznymistnieje tylko na Ziemi.

Pozbawiona zaszczytnego statusu środka wszechświata Ziemia zajęła właściwą, równie istotnąpozycję: naszej rodzimej planety. Możesz mi wierzyć, że w całym Układzie Słonecznym nieznalazłbyś ani jednego miejsca, w którym chciałbyś zamieszkać.

Według sporządzonej przez astronomów klasyfikacji nasza planeta należy do planet typu ziemskiego.„Bardzo odkrywcze” — mógłby z ironią wzruszyć ramionami ktoś nieobeznany z tematem.Tymczasem naukowcy określają tym terminem krążące wokół Słońca planety zbudowaneze skał. W kolejności od Słońca są to: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars.

Niektórzy badacze za planetę typu ziemskiego uważają również naszego satelitę, a układZiemia – Księżyc postrzegają jako planetę podwójną. Takie rozróżnienie byłoby bardzowygodne dla Obcych planujących złożyć nam wizytę: „Bierzcie kurs na żółto-białą gwiazdęw sektorze 49,832 Ramienia Oriona w Drodze Mlecznej i kierujcie się w stronę trzeciej skalistejplanety od gwiazdy. To planeta podwójna, nie sposób jej przeoczyć”.

W


Ziemia pod astronomicznym mikroskopemSpośród wszystkich znanych nam planet Ziemia jest całkowicie wyjątkowa. Wyjaśnię Cidlaczego, przybliżę Ci również niektóre z jej właściwości i sposób, w jaki przekładają się onena wymiar astronomiczny, np. na czas lub pory roku. Gdyby zdarzyło Ci się zapomnieć, jakwygląda nasza planeta, przypomnisz ją sobie, oglądając udostępnione przez NASA pięknezdjęcia w kolorowej wkładce fotograficznej tej ksiązki.

Jedyna w swoim rodzaju:unikalne cechy naszej ZiemiCóż takiego wyjątkowego ma w sobie Ziemia? Zacznijmy od tego, że zamieszkujemy jedynąznaną nam planetę, na której:

Woda występuje w postaci ciekłej. Na Ziemi, w odróżnieniu od innych planet,istnieją jeziora, rzeki i oceany. Pojawiają się, niestety, również tsunami i huragany.Powierzchnia oceanów stanowi ponad 70% powierzchni naszej planety.

Powietrze zawiera tak dużą ilość tlenu. Ziemska atmosfera w 21% składa się z tlenu;na znanych nam planetach pojawiają się (jeśli w ogóle) jedynie śladowe ilości tego gazu.

Istnieje tektonika płyt (zwana również dryfem kontynentalnym). Skorupa ziemskajest zbudowana z ogromnych, przemieszczających się płyt skalnych; w miejscach ichkolizji występują trzęsienia ziemi i wypiętrzają się nowe łańcuchy górskie. Głębokopod powierzchnią oceanów, w rejonach grzbietów śródoceanicznych, następuje przyrostnowej skorupy, powodujący zjawisko rozrastania się dna morskiego (na temat tejinteresującej właściwości dna morskiego dowiesz się więcej w dalszej części rozdziałuw zakładce „Dno morskie Ziemi i jego właściwości magnetyczne”).

Występują aktywne wulkany. Gorąca płynna skała, wypływająca z głębin Ziemi,formuje wulkaniczne formacje terenowe (np. Hawaje). Każdego dnia w którymś rejonienaszej planety ma miejsce erupcja wulkanu.

Istnieją inteligentne (oraz inne) formy życia — począwszy od jednokomórkowychameb, bakterii i wirusów, na kwiatach, drzewach, rybach, ptakach, owadach i ssakachkończąc, życie kwitnie na Ziemi.

Badacze nieustannie usiłują zweryfikować intrygujące hipotezy, jakoby w zamierzchłej przeszłościniektóre z wymienionych cech charakteryzowały również Wenus i Marsa. Wedługdzisiejszego stanu wiedzy brak jest na nich jakiejkolwiek formy życia, nie mamy równieżżadnych dowodów, że takie tam istniało.

Naukowcy są przekonani, że główną przyczyną tak bujnego rozwoju życia na Ziemi jestobecność na jej powierzchni wody w postaci ciekłej. Nietrudno wyobrazić sobie, jak mogłybywyglądać zaawansowane formy życia w kosmosie, oglądasz je w telewizji i na kinowymekranie. Są to jednak w dalszym ciągu jedynie wyobrażenia. Naukowcy nie znaleźli jeszczeżadnego przekonującego dowodu na istnienie jakiejkolwiek formy życia — dawnej bądźwspółczesnej — w innym, niż Ziemia, miejscu w kosmosie.


Zorza polarna — rarytas dla oczuZorza polarna jest jednym z najpiękniejszych zjawiskna niebie i dla wielu z nas niezwykle rzadko obserwo-wanym. W zależności od tego, czy mieszkasz na półkulipółnocnej czy południowej, Twoje oczy cieszy odpo-wiednio aurora borealis (zorza polarna północna) bądźaurora australis (zorza polarna południowa).

Zjawisko zorzy polarnej powstaje, gdy strumienie elektro-nów z ziemskiej magnetosfery wpadają do położonejniżej atmosfery, pobudzając do świecenia tlen i atomyinnych pierwiastków. Niesamowita poświata możeutrzymywać się od kilku minut do nawet kilku godzin,nieustannie zmieniając swój kształt — drga, pulsuje,a nawet rozbłyska wśród ciemności nocnego nieba.Zorza przybiera różnorodne formy i kształty; bywa, żejej rozpoznanie sprawia początkującym astronomomproblemy. Daje się wyróżnić kilka podstawowych, wy-stępujących najczęściej typów zorzy polarnej:

Poświata: najprostsza spotykana postać zorzy polar-nej. Przypomina przykryte cienką warstwą chmurniebo, odbijające światło Księżyca bądź poświatęwielkiego miasta. Różnica polega na tym, że tu niema żadnych chmur — widzisz jedynie urzekającąfeerię świateł zorzy. Łuk: zorza w kształcie tęczy, jednak to nie Słońcekryje się za jej powstaniem. Stały lub pulsującyłuk o zielonej barwie to najczęściej występującytyp zorzy, choć widywane są również łuki o barwiebladoczerwonej. Kurtyna, nazywana również zasłoną: niezwykle wi-dowiskowa forma zorzy polarnej, przypominającawielką, wydymającą się kurtynę. Gwiazdą przed-stawienia jest tu jednak sama natura. Promienie: jedna lub więcej cienkich, jasnych liniina niebie, przypominających snop światła z nieba. Korona: widoczna wysoko w górze korona pro-mieniująca światłem we wszystkich kierunkach.

Zorze polarne pojawiają się stale na wysokich — pół-nocnych i południowych — szerokościach geograficz-nych, położonych wokół biegunów. Mieszkańcy rejo-nów położonych za wspomnianymi dwoma owalamizorzowymi mają okazję podziwiać zorzę każdej nocy.Zdarzają się jednak spektakularne wyjątki: w okresachwysokiej aktywności Słońca szybkie zmiany pola ma-gnetycznego powodują, że obszary występowania zórzpolarnych przesuwają się w kierunku równika. Miesz-kańcy stref zorzowych (obszarów położonych poniżejowali zorzowych) mogą wtedy na jakiś czas stracićpiękny widok z okna, jednak okazję na jego podziwia-nie zyskują obserwatorzy mieszkający bliżej równika,mający zazwyczaj rzadko okazję do obserwacji tego urze-kającego spektaklu. Tego typu zjawisko występujenajczęściej w okresie kilku lat następujących po mak-symalnym natężeniu cyklu plam słonecznych, miejzatem oczy otwarte w 2013 roku i przez kilka później-szych lat. Jeśli jesteś niecierpliwy i nie masz ochotyczekać tak długo na „odwiedziny” zorzy polarnej, wy-bierz się na Alaskę lub do Norwegii. Tam, w bliskimsąsiedztwie północnego owalu zorzowego, będzieszmógł podziwiać zorzę niemal każdej bezchmurnej nocy.

Osoby szczególnie zainteresowane możliwością ob-serwacji zórz polarnych znajdą codziennie aktualizowaneinformacje (wraz ze zdjęciami i dokładnymi wskaźni-kami) na stronie internetowej Solar Terrestrial Dispa-tch www.spaceweather.com, zbierającej dane z sate-litów NASA, amerykańskiej agencji federalnej NationalOceanic and Atmospheric Administration (NOAA) orazsatelitów sił powietrznych Stanów Zjednoczonych.Znajdziesz tam precyzyjne prognozy dotyczące aktyw-ności zorzowej, za pomocą odpowiedniego formularzazgłoszeniowego (Aurora Activity/Submit Your Sighting/)możesz również przesłać wyniki własnych obserwacji.

Strefy wpływu: budowa ZiemiNa rysunku 5.1 przedstawiono Ziemię widzianą z kosmosu. Wyraźnie dają się zaobserwowaćkontury lądów, mórz i chmur.

Naukowcy podzielili Ziemię na pięć geosfer:

Litosfera: warstwa skalna naszej planety.

Hydrosfera: ogół wód na Ziemi (oceany, jeziora i wszystkie inne).

http://www.spaceweather.com


Rysunek 5.1.Cztery ujęcia

zmieniającegosię obrazu po-

wierzchni Ziemi

Dzięki uprzejmości NASA

Kriosfera: pokrywa śnieżna i lodowa kuli ziemskiej, widoczna szczególnie w postaciczap lodowych na Grenlandii i Antarktydzie.

Atmosfera: powłoka gazowa, rozpościerająca się od powierzchni Ziemi do wysokościkilkuset kilometrów.

Biosfera: strefa zamieszkała przez organizmy żywe — na lądach, pod powierzchniąziemi, w powietrzu i w wodzie.

Jesteś więc częścią biosfery. Żyjesz na litosferze, pijesz z hydrosfery, a tlen czerpiesz z atmosfery(jeśli przyjdzie Ci do głowy taki kaprys, możesz również wybrać się na wyprawę do kriosfery).Nie znam żadnego innego miejsca we wszechświecie, gdzie mógłbyś robić to wszystko.

Do stref wymienionych przed chwilą należałoby dodać jeszcze magnetosferę, której zadaniemjest ochrona naszej planety przed szkodliwym działaniem aktywności słonecznej. Nazywananiekiedy pasami radiacyjnymi (lub pasami radiacyjnymi Van Allena, od nazwiska amerykańskiegofizyka Jamesa van Allena, który odkrył je za pomocą pierwszego amerykańskiego sztucznegosatelity — Explorera 1), magnetosfera składa się z elektrycznie naładowanych cząstek (w większośćprotonów i elektronów), które nieustannie zderzają się ze sobą, „uwięzione” przez ziemskiepole magnetyczne.

Od czasu do czasu niektórym elektronom udaje się wyrwać z „pułapki”. Wpadają one w położonąniżej atmosferę, pobudzając znajdujące się tam atomy i cząsteczki do świecenia. Zjawisko tonosi nazwę zorzy polarnej (więcej na ten temat przeczytasz w ramce „Zorza polarna — rarytasdla oczu” w poprzednim podrozdziale).


Lita, zwarta powierzchnia Ziemi — ta, na której stoisz — nosi nazwę skorupy ziemskiej. Podnią rozciąga się płaszcz ziemski, pod którym z kolei znajduje się jądro. Jądro zbudowane jestze stopu żelaza (Fe) i niklu (Ni; stąd inna nazwa jądra — nife), zawierającego prawdopodobnierównież niewielkie ilości krzemu, potasu i siarki. Temperatura w jego centrum dochodzi do7000ºC. Jądro nie jest jednolite: jego zewnętrzna warstwa jest płynna, wewnętrzna zaśwykazuje właściwości ciała stałego.

Niewyobrażalnie wysokie ciśnienie otaczających jądro warstw sprawia, że płynne żelazow jego wnętrzu przyjmuje postać stałą. W miarę ochładzania się Ziemi na przestrzeni setekmilionów lat zestalona część jądra będzie stopniowo zwiększać swoją objętość kosztemokalającej je warstwy płynnej — proces porównywalny z rozszerzaniem się kostki loduw miarę ochładzania się otaczającej ją wody.

Ziemskie jądro jest na chwilę obecną poza zasięgiem jakichkolwiek odwiertów, wywołuje onojednak efekt, który każdy może zaobserwować. Wędrujące prądy płynnego żelaza znajdującegosię w zewnętrznej warstwie jądra wytwarzają pole magnetyczne, które rozciąga się daleko pozaZiemię i sięga głęboko w przestrzeń kosmiczną. Jest to zjawisko tzw. pola geomagnetycznego.

Pole geomagnetyczne:

jest wykorzystywane w kompasach do wyznaczania kierunku południka magnetycznego;

zapewnia niewidzialny „system” nawigacyjny gołębi pocztowych, niektórych ptakówmigrujących, a także części zamieszkujących oceany bakterii;

tworzy magnetosferę wysoko ponad powierzchnią Ziemi;

chroni Ziemię przed szkodliwym działaniem naładowanych elektrycznie cząstek z kosmosu,tj. wiatru słonecznego i promieniowania kosmicznego — wysokoenergetycznych, pędzącychz dużą prędkością cząsteczek uwolnionych przez eksplozje na Słońcu i w odległychmiejscach w przestrzeni kosmicznej.

Pole geomagnetyczne jest polem globalnym, co oznacza, że przenika wszystkie warstwy Ziemii jest generowane bez przerwy. Takiego pola nie ma mają ani Mars, ani Wenus, ani nasz satelitaKsiężyc, co dla naukowców stanowi istotną informację na temat budowy jąder tych obiektów.Więcej informacji na temat jądra Księżyca znajdziesz w podrozdziale „Teoria WielkiegoZderzenia, czyli jak narodził się Księżyc” w dalszej części tego rozdziału.

Rzut oka na ziemski czas,pory roku i rachubę lat

Być może trudno Ci będzie w to uwierzyć (gdyż nie sposób ujść pięciu kroków, by nie natknąć sięna zegarek), ale to w oparciu o ruch obrotowy Ziemi powstała pierwotna baza naszego systemupomiaru czasu. Wiemy również, że przyczyną zmieniających się pór roku jest nachylenie osinaszej planety i jej ruch obiegowy wokół Słońca. Sezonowy taniec naszej starej, dobrej Ziemiwokół płonącego Słońca trwa już od dłuższego czasu — jej wiek szacuje się na 4,6 miliarda lat.

Wieczne orbitowanieZegary atomowe, którymi dysponują dziś naukowcy, pozwalają mierzyć czas z ogromnąprecyzją. Do nie tak dawna jednak system pomiaru czasu opierał się na ruchu obrotowym Ziemi.


Dno morskie Ziemi i jego właściwości magnetyczneBadania geologiczne dowiodły, że na dnie oceanów,po obu stronach grzbietów śródoceanicznych, znajdująsię rozległe struktury złożone z bloków namagnesowa-nych skał. Skała uzyskiwała namagnesowanie, stygnącw trakcie przechodzenia ze stanu płynnego w stałyoraz chwytając i „zamrażając” część przenikającego jąziemskiego pola magnetycznego. Skały na dnie mórzprzypominają więc magnesy, wykazując obecność polamagnetycznego o określonej sile i kierunku. Po zesta-leniu się skały uwięzione w niej pole magnetyczne niemogło już zmienić swoich właściwości. Tym samymstało się „skamieniałym” polem magnetycznym, przy-pominając dinozaura, który na zawsze pozostanie w po-staci, jaką przybrał w chwili śmierci.

Zalegające w pobliżu grzbietów śródoceanicznych nama-gnesowane formacje skalne rozciągają się niejedno-krotnie na długości kilkuset kilometrów. Warstwy teleżą równolegle do linii grzbietów, wykazując naprze-mianlegle dodatnie i ujemne anomalie magnetyczne:pasy o magnetyzacji północnej (takiej samej jak bie-gun magnesu sztabkowego przyciągający wskazującąpółnoc igłę kompasu) przeplatają się z pasami cechu-jącymi się magnetyzacją południową.

Naprzemianległe pasy przeciwnie namagnesowanychformacji skalnych powstają w wyniku procesu rozra-stania się skorupy oceanicznej: w grzbiecie oceanicz-nym (a ściślej w położonej w środkowej jego częścidolinie ryftowej) otwiera się szczelina, która wypełnia

się lawą bazaltową. Ta, stygnąc, przyjmuje aktualnykierunek magnetyzacji, po czym — spychana przez nowewypływy magmy — już jako zestalony namagneso-wany pas skał stopniowo odsuwa się od grzbietu. Poło-żone naprzemianlegle pasy o przeciwnej magnetyzacjidowodzą okresowego odwrócenia (rewersji) pola ma-gnetycznego Ziemi. Przypominają w ten sposób wspo-mniany magnes sztabkowy, którego kierunek pola ma-gnetycznego można zmienić o 180º, z tym, że czaszmiany kierunku ziemskiego pola magnetycznego toprawdopodobnie setki tysięcy lat.

Przyczyny okresowych anomalii wzbudzanego głębokow jądrze Ziemi pola geomagnetycznego wciąż pozo-stają nieznane. Zjawisko „zastygłego” pola geomagne-tycznego obserwujemy zarówno w skałach na dnieoceanów, jak i tych leżących na lądzie, który niegdyśznajdował się pod powierzchnią wody.

Dlaczego wspominam o tym wszystkim w książcepoświęconej astronomii? Dlatego, że ta unikalna wła-ściwość naszej planety odpowiada pewnemu feno-menowi odkrytemu na Marsie. W miarę jak naukowcycoraz wnikliwiej zgłębiają zjawiska zachodzące na pla-netach typu ziemskiego (w tym naszej), jesteśmyw stanie wyodrębnić coraz więcej podobieństw i różnicpomiędzy nimi i lepiej je zrozumieć. Badania tego typuskładają się na dziedzinę nauki zwaną planetologiąporównawczą, o której nieco szerzej napiszę w roz-dziale 6., poświęconym Wenus i Marsowi.

Tik tak, tik tak…Ziemia wykonuje obrót wokół własnej osi raz na 24 godziny, obracając się z zachodu nawschód (lub spoglądając sponad Bieguna Północnego — w kierunku przeciwnym do ruchuwskazówek zegara), również przeciwnie do kierunku ruchu wskazówek zegara obiega Słońce.Długość dnia — średnio 24 godziny — to czas dzielący dwa następujące po sobie wschodySłońca. Zjawisko to nosi nazwę średniego czasu słonecznego, który jest identyczny ze standardowymczasem wskazywanym przez Twój zegarek.

Długość dnia, mierzona według czasu słonecznego, wynosi więc 24 godziny. Rok — czaspotrzebny Ziemi do wykonania pełnego obiegu wokół Słońca — to w przybliżeniu 365 dni.

Ruch obiegowy Ziemi sprawia, że czas wschodu Słońca zależy zarówno od rotacji Ziemi,jak i jej ruchu obiegowego.

Tymczasem w odniesieniu do prędkości rotacji sfery niebieskiej Ziemia wykonuje pełny obrótw ciągu 23 godzin, 56 minut i 4 sekund. Ten okres to tzw. doba gwiazdowa. Zauważ, że różnicapomiędzy dobą 24-godzinną a tą trwającą 23 godziny, 56 minut i 4 sekundy wynosi 3 minutyi 56 sekund, tj. 1/365 część dnia. Rozbieżność nie jest przypadkowa: ma miejsce, gdyż w ciągujednego dnia Ziemia przemierza 1/365 swojej drogi wokół Słońca.


Astronomowie posługują się specjalnymi, odmierzającymi czas gwiazdowy zegarami (tzw.zegarami gwiazdowymi), które odmierzają 24 gwiazdowe godziny w czasie 23 godzin, 56 minuti 4 sekund średniego czasu słonecznego. Liczone według tej rachuby gwiazdowe godziny,minuty i sekundy są nieco krótsze aniżeli odpowiadające im jednostki miary czasu słonecznego.Zastosowanie czasu gwiazdowego umożliwiło naukowcom precyzyjne śledzenie ruchówgwiazd, niezbędne do właściwego ustawienia teleskopów. Sterujące teleskopami programykomputerowe lub programy typu planetarium kreślące obraz nieba na monitorze Twojegokomputera (opisałem je w rozdziale 1.) wykonają wszystkie obliczenia za użytkownika,możesz więc bez obaw wprowadzać do programu dane w oparciu o czas standardowy,właściwy dla Twojej lokalizacji.

Z drugiej jednak strony astronomowie w dalszym ciągu mają zwyczaj podawania wynikówswoich obserwacji przy zastosowaniu powszechnie znanego systemu pomiaru czasu zwanegoczasem uniwersalnym (ang. universal time, UT, Greenwich Mean Time, GMT). Czas uniwersalnyto po prostu czas standardowy dla dzielnicy Londynu Greenwich. Polski czas strefowywyprzedza czas UT o jedną godzinę.

Oficjalnie uznanym, międzynarodowym standardem pomiaru czasu jest tzw. uniwersalny czaskoordynowany (ang. Coordinated Universal Time, UTC), dla większości zastosowań praktycznychniemal identyczny z czasem UT.

Która tak właściwie jest godzina?Instytucją odpowiedzialną za prawidłowy pomiar czasu w Polsce jest Główny Urząd Miarz siedzibą w Warszawie. Aktualny czas UTC możesz sprawdzić na stronie http://24timezones.com/

pl_czas/warsaw_czas_lokalny.php. Z kolei na stronie Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych,http://tycho.usno.navy.mil/what.html możesz sprawdzić prawdziwy czas gwiazdowy dla Twojejlokalizacji. Prawdziwy czas gwiazdowy odpowiada rektascensji (opisanej w rozdziale 1.) gwiazdna Twoim południku — wyimaginowanej linii łączącej zenit ze wskazującym południe punktemna horyzoncie.

Aby określić standardową strefę czasową właściwą dla określonego miejsca na Ziemi, a następnieprzeliczyć ją na czas uniwersalny, zerknij na mapę światowych stref czasu na stronie BiuraRoczników Morskich Jej Królewskiej Mości: http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/world_tzones.php.

Czas letni (ang. Daylight Saving Time, DST lub dla krajów stosujących czas środkowoeuropejski:Central European Summer Time, CEST), którego wprowadzenie ma na celu efektywniejszewykorzystanie światła dziennego, różni się o godzinę od charakterystycznego dla danejlokalizacji czasu standardowego. Jednak nie we wszystkich miejscach na świecie stosowanieczasu letniego jest uzasadnione: dla przykładu w amerykańskim stanie Arizona, który na braksłońca nigdy nie mógł narzekać, stosowanie czasu letniego zostało w 1967 roku zawieszonei do dziś (z wyjątkiem położonego w północno-wschodnim zakątku stanu rezerwacie IndianNavajo) nie jest praktykowane.

Pochylamy się nad porami rokuPrzekazanie studentom wiedzy na temat zmian pór roku to jedno z najbardziej frustrującychzadań każdego wykładowcy astronomii. Niezależnie od tego, jak wiele czasu i wysiłku włożysię w wyjaśnianie, że odległość Ziemi od Słońca nie ma nic wspólnego ze zmianą pór roku,studenci i tak wiedzą swoje. Badania, wykonane m.in. wśród absolwentów renomowanegoUniwersytetu Harvarda, dowodzą niezbicie: dla większości studentów lato nadchodzi wtedy,gdy Ziemia jest w swej wędrówce wokół Słońca najbliżej niego, a zima — gdy znajduje sięw maksymalnej odległości od naszej gwiazdy.

http://24timezones.com/

http://tycho.usno.navy.mil/what.html

http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/world_tzones.php


Studenci zapominają jednak o fakcie, że gdy na półkuli północnej panuje słoneczne lato, napołudniowej hulają zimowe zamiecie. A gdy Australijczycy szaleją na deskach surfingowych,Polacy wyciągają z szaf grube płaszcze. A przecież i Polska, i Australia leżą na tej samej planecie!Ziemia nie może być jednocześnie najbliżej i najdalej Słońca. To wszak ciało niebieskie, a nieDavid Copperfield.

Prawdziwą przyczyną, jaka kryje się za zmianami pór roku, jest nachylenie osi Ziemi (zobaczrysunek 5.2). Oś ziemska, linia łącząca bieguny północny z południowym, nie jest prostopadław stosunku do płaszczyzny orbity Ziemi krążącej wokół Słońca. Ściślej rzecz ujmując, ośZiemi jest nachylona do płaszczyzny orbity o 231/2 stopnia. Wskazywany przez oś ziemskąkierunek północny znajduje się wśród gwiazd, a dokładniej — w pobliżu Gwiazdy Polarnej,nazywanej też Polaris (przynajmniej na razie. Oś ziemska stopniowo zmienia swoje nachylenie,toteż za około 13 tysięcy lat dzisiejsza Gwiazda Polarna przestanie być gwiazdą biegunową narzecz Wegi w konstelacji Lutni).

Na chwilę obecną gwiazdą polarną jest alfa Ursae Minoris, zlokalizowana w asteryzmie MałegoWozu w gwiazdozbiorze Małej Niedźwiedzicy. Jeśli zgubisz się w nocy i zapragniesz odnaleźćkierunek północny, poszukaj na niebie wspomnianej konstelacji.

Rysunek 5.2.Za następstwopór roku odpo-

wiada nachyle-nie osi Ziemi

Oś ziemska „przebija” się w górę przez biegun północny i w dół przez biegun południowy.W określonym momencie wędrówki Ziemi wokół Słońca jej oś skierowana jest ku górzei nachylona (z grubsza) w kierunku naszej gwiazdy — w tym czasie na półkuli północnejSłońce w południe świeci wysoko nad horyzontem. Sześć miesięcy później oś Ziemi wciążskierowana jest ku górze, lecz w kierunku przeciwnym do Słońca. Oś w dalszym ciąguwskazuje ten sam kierunek w przestrzeni kosmicznej, jednak Ziemia zmieniła swoje położeniei znajduje się po przeciwnej stronie Słońca.

Lato występuje na półkuli północnej wtedy, gdy przechodząca przez biegun północny ośziemska nachylona jest w kierunku Słońca. Dzięki temu Słońce oświetlające tę część naszejplanety wznosi się w południe wysoko nad horyzontem, wyżej aniżeli w przypadkupozostałych pór roku. W ten sposób jego promienie padają bezpośrednio na obszary położonena północnej półkuli naszej planety, dostarczając większych ilości ciepła. W tym samym czasieskierowana w dół część osi Ziemi odchyla się od Słońca. Na obszarach położonych na półkulipołudniowej Słońce dźwiga się w południe nisko ponad horyzont i nie jest w stanie dostarczyćwiększej ilości światła. W Australii zima!


Dzięki temu, że Słońce wznosi się latem wysoko ponad horyzont, możemy dłużej cieszyć sięjego światłem i ciepłem. Wydłuża się bowiem czas, jaki jest potrzebny naszej gwieździe doosiągnięcia takiej wysokości i „zejścia” z niej.

Krążąc wokół Słońca, widzimy je przemierzające niebo, poruszające się (pozornie) na tleogromnego okręgu zwanego ekliptyką (wspomniałem o niej w rozdziale 3.). Płaszczyznaekliptyki jest nachylona względem płaszczyzny równika niebieskiego pod kątem 231/2 stopnia— takim samym, jak oś Ziemi do płaszczyzny jej orbity. Oto kilka najważniejszychwydarzeń w czasie całorocznej „podróży” Słońca po ekliptyce:

Równonoc wiosenna to moment przejścia przez Słońce równika niebieskiego z półkulipołudniowej na północną w trakcie pozornej wędrówki naszej gwiazdy po ekliptyce.Rozpoczyna się wiosna.

Przesilenie letnie ma miejsce w momencie osiągnięcia przez Słońca najdalej na północpołożonego punktu na ekliptyce. Nareszcie lato!

Równonoc jesienna — moment, w którym pozornie wędrujące po ekliptyce Słońceprzecina równik niebieski i „wraca” z półkuli północnej na południową. Początekastronomicznej jesieni.

Słońce osiąga najdalej na południe położony punkt ekliptyki. To moment przesileniazimowego, a jednocześnie początek astronomicznej zimy.

Dzień przesilenia letniego, w którym Słońce osiąga maksymalną wysokość nad horyzontem,to na półkuli północnej najdłuższy dzień w roku: dźwignięcie się na taką wysokość, a następniezejście z niej zajmuje mu tego dnia najwięcej czasu. Analogicznie dzień przesilenia zimowegoto dzień, kiedy mieszkańcy półkuli północnej światłem Słońca cieszą się najkrócej w roku.

I tak w ogólnym zarysie przedstawia się kwestia pomiaru czasu i zmian pór roku.

Ile lat ma Ziemia?Jedyną znaną do tej pory stosunkowo precyzyjną metodą ustalania wieku starych obiektówna Ziemi i w Układzie Słonecznym jest pomiar ich radioaktywności. Niektóre pierwiastki(np. uran) mają swoje odmiany różniące się budową. Takie formy pierwiastków nazywamyizotopami promieniotwórczymi (radioizotopami). Radioizotopy ulegają przemianie w inny izotoptego samego pierwiastka bądź wręcz w inny pierwiastek w tempie warunkowanym przeztzw. czas połowicznego rozpadu (zaniku) substancji radioaktywnej. Jeśli, dla przykładu, czaspołowicznego rozpadu określonej substancji wynosi milion lat, po upływie tego czasu połowaobecnego w niej izotopu radioaktywnego przekształci się w inną substancję (zwaną produktemrozpadu), druga zaś wciąż emitować będzie promieniowanie. Po upływie kolejnego miliona latw produkt rozpadu przekształci się połowa promieniotwórczej jeszcze połowy. Zatem po upływie2 milionów lat istnieje jedynie 25% pierwotnego radioizotopu, po 3 milionach lat pozostajezaledwie 12,5% itd.

Jeśli określony, interesujący nas obiekt (np. meteoryt) wykazuje zawartość zarówno atomówpochodzących z rozpadu, jak i właściwych, pierwotnych atomów radioizotopu, naukowcy,mierząc proporcje pomiędzy nimi, są w stanie ustalić wiek obiektu. Jest to tzw. metoda datowaniaizotopowego.

Zastosowanie datowania izotopowego pozwoliło określić wiek najstarszych skał na Ziemi naokoło 3,8 miliarda lat. Nie ulega jednak wątpliwości, że Ziemia jest o wiele starsza. Erozja,działalność górotwórcza, procesy wulkaniczne (erupcje płynnej skały z wnętrza Ziemi,


powstawanie nowych wulkanów) stopniowo niszczą skały znajdujące się na powierzchni naszejplanety. Po skałach, które pierwotnie przykrywały powierzchnię Ziemi, dawno nie pozostałnajmniejszy nawet ślad.

Poddane datowaniu izotopowemu meteoryty wykazują jednak wiek 4,6 miliarda lat. Meteorytysą przez naukowców uważane za szczątki asteroid, a te z kolei za pozostałości po bardzo wczesnymetapie rozwoju Układu Słonecznego, kiedy planety dopiero się formowały (więcej szczegółówna temat asteroid znajdziesz w rozdziale 7.).

Naukowcy wysnuli więc wniosek, że zarówno Ziemia, jak i pozostałe planety naszego układugwiezdnego liczą sobie mniej więcej 4,6 miliarda lat. Księżyc — jedyny naturalny ziemskisatelita — jest nieco młodszy. Wyjaśnię to za chwilę.

Zrozumieć KsiężycKsiężyc ma 3476 kilometrów średnicy — to nieco więcej niż ¼ średnicy Ziemi. Jego atmosferajest bardzo rozrzedzona i zawiera jedynie niewielkie ilości atomów wodoru, helu, neonu i argonuoraz kilku związków chemicznych w śladowych ilościach. Księżyc zbudowany jest z tych samychskał co Ziemia (zobacz rysunek 5.3). Jego masa stanowi jedynie 1/81 masy naszej planety, a gęstośćjest 3,3 razy większa od gęstości wody. To dość niewiele w porównaniu z Ziemią, której gęstośćwynosi 5,5 razy więcej od gęstości wody.

W kolejnych podrozdziałach przybliżę Ci fazy Księżyca, opowiem więcej o jego zaćmieniachi budowie geologicznej (udzielę Ci również praktycznych wskazówek, które pomogą Cizaobserwować szereg różnorodnych właściwości Księżyca). Przedstawię także prawdopodobnąteorię dotyczącą powstania naszego satelity.

Wycia nadszedł czas: fazy KsiężycaZ wyjątkiem momentów zaćmień Księżyca (więcej w kolejnym podrozdziale) połowa jegopowierzchni jest oświetlona światłem Słońca, podczas gdy druga jest skryta w mroku. Jednakwbrew panującemu powszechnie przekonaniu jasna i — nazwijmy ją umownie — ciemnastrona Księżyca nie są tożsame ze stroną widoczną i niewidoczną. Strony widoczna i niewidoczna topółkule, które skierowane są odpowiednio w kierunku Ziemi oraz przeciwnym do niej. Z koleistrona jasna i „ciemna” skierowane są odpowiednio w kierunku Słońca oraz przeciwnym doniego (zobacz rysunek 5.4).

Nów to początek miesięcznego cyklu Księżyca, zwanego lunacją. W tej fazie widoczna stronaKsiężyca znajduje się po stronie nieoświetlonej przez Słońce, co sprawia, że panują na niejciemności. Po kilku godzinach (lub dniach) nasz satelita wchodzi w fazę wzrastającego sierpa.Oznacza to, że Księżyc zaczyna przybierać postać sierpa, którego jasny obszar systematyczniesię powiększa. Dzieje się tak dzięki temu, że krążący wokół Ziemi Księżyc oddala się od liniiłączącej Słonce i naszą planetę. Co prawda jego połowa jest stale oświetlona przez Słońce,ponieważ jednak jest odwrócona od Ziemi, nie jesteśmy w stanie jej obserwować.

Wędrując dalej wokół Ziemi, Księżyc osiąga punkt, w którym linia łącząca go z naszą planetąjest prostopadła do linii Ziemia – Słońce. W tej fazie cyklu księżycowego widzimy całąwschodnią połowę jego tarczy, dla której astronomowie ukuli nazwę pierwszej kwadry.


Rysunek 5.3.Księżyc zbudo-

wany jest zeskał, pokryty

bruzdami i kra-terami wypeł-nionymi zasty-

głą lawąbazaltową —

śladów sera niestwierdzono


Rysunek 5.4.Fazy Księżyca.Do zobaczenia

po drugiejstronie!

W jaki sposób „połowa” może równać się „kwadrze” (ćwierci)? Jak widać dla astronomów niestanowi to większego problemu. Zastanówmy się: naszym oczom ukazuje się jedynie połowa— oświetlona część — widocznej, skierowanej ku Ziemi półkuli Księżyca. Należy jednak pamiętać,że jest jeszcze półkula niewidoczna, oświetlana tak samo jak ta, którą widzimy z Ziemi. Jakwięc łatwo obliczyć, połowa widocznego Księżyca to zaledwie jego ćwiartka. Proponuję Cizakład z przyjaciółmi o to, że połowa równa się ćwierci. Zwycięstwo masz w kieszeni.

Widoczna z Ziemi jasna, oświetlona część Księżyca stale się zwiększa. Faza pomiędzy pierwsząkwadrą a pełnią jest przez astronomów nazywana poszerzonym Księżycem.

Gdy Księżyc osiągnie najdalszy punkt swojej orbity i znajdzie się po przeciwnej względemSłońca stronie Ziemi, widoczna z powierzchni naszej planety strona jest całkowicie oświetlona— mówimy wtedy o pełni. Jego wędrówka wokół Ziemi trwa dalej. Oświetlona powierzchnia


naszego satelity stopniowo zmniejsza się, osiągając fazę przejściową pomiędzy pełnią a kwadrą— garbaty Księżyc. Po krótkim czasie na niebie ponownie ujrzymy Księżyc w kwadrze,a dokładniej — w ostatniej kwadrze. Zbliżając się do (naturalnie wyimaginowanej) linii łączącejSłońce z Ziemią, Księżyc przybiera kształt ubywającego sierpa. Po niedługim czasie wchodziw fazę nowiu i cały cykl księżycowy rozpoczyna się… od nowa.

Często słyszę pytanie, dlaczego zaćmienie Słońca nie ma miejsca co miesiąc, w trakcie nowiu.Odpowiedź jest prosta: Ziemia, Słońce i Księżyc nie ustawiają się wtedy zazwyczaj w jednejlinii. Gdy im się to udaje, obserwujemy zaćmienie Słońca. Z kolei gdy wszystkie te trzy ciałaniebieskie zgrupują się na jednej linii w czasie pełni, obserwujemy zaćmienie Księżyca.

Być może zdziwi Cię fakt, że Ziemia, podobnie jak Księżyc, ma swoje fazy. Aby je zaobserwować,musiałbyś jednak wybrać się w kosmos i spojrzeć na naszą planetę z dużej odległości. W czasie,gdy obserwatorzy na Ziemi zachwycają się urzekającą pełnią Księżyca, stojący na nim Obcypodziwia nów Ziemi. Tymczasem gdy to Ziemianie wypatrują księżycowego nowiu, obserwatorznajdujący się na powierzchni naszego satelity syci oczy ziemską pełnią.

W cieniu: obserwujemy zaćmienia KsiężycaZaćmienie Księżyca ma miejsce wtedy, gdy znajdzie się on bezpośrednio na przedłużeniu liniipoprowadzonej od Słońca do Ziemi. Księżyc wpada wtedy w strefę cienia (umbra) rzucanegoprzez naszą planetę. W odróżnieniu od zaćmienia Słońca zaćmienie Księżyca możesz obserwowaćbez obaw, uważaj tylko, abyś nie wpadł na coś w ciemnościach i odsuń się od drogi.

Podczas całkowitego zaćmienia Księżyca w dalszym ciągu możesz obserwować naszegosatelitę, choć jest on pogrążony w stożku cienia rzucanego przez Ziemię (zobacz rysunek 5.5).Słońce nie oświetla go wprawdzie bezpośrednio, jednak niewielka ilość światła słonecznego,załamywana w ziemskiej atmosferze, pada na powierzchnię srebrnego globu. Światło, silniefiltrowane w czasie przechodzenia przez atmosferę Ziemi, dociera do Księżyca głównie w postacipomarańczowej i czerwonej. Za każdym razem, w zależności od warunków meteorologicznychi zachmurzenia w ziemskiej atmosferze, efekt ten różni się od siebie. W czasie całkowitegozaćmienia Księżyc może więc przybrać barwę lekko pomarańczową, miedzianą lub nawetciemnoczerwoną. Czasami Księżyc w zaćmieniu ledwie można dostrzec.

Do roku 2015 będzie mieć miejsce jeszcze 7 całkowitych zaćmień Księżyca:

21 grudnia 2010;

15 czerwca 2011;

10 grudnia 2011;

15 kwietnia 2014;

8 października 2014;

4 kwietnia 2015;

28 września 2015.

Jeśli chcesz z wyprzedzeniem przygotować się na nadchodzące zaćmienia, szczegółoweinformacje na temat czasów zaćmień i miejsc, z których można je będzie podziwiać, znajdzieszw prasie i w Internecie. W miarę zbliżania się dnia zaćmienia przeglądaj regularnie magazyny„Night Sky”, „Astronomy” czy „Sky & Telescope” (w jęz. angielskim) bądź ich stronyinternetowe (www.nightskymag.com, www.astronomy.com, www.skyandtelescope.com) albo polskie„Wiedza i Życie” czy „Urania” (www.wiz.pl, urania.pta.edu.pl).

http://www.nightskymag.com

http://www.astronomy.com


http://www.wiz.pl

http://urania.pta.edu.pl/


Rysunek 5.5.Całkowitezaćmienie

Księżyca

Całkowite zaćmienia Księżyca mają miejsce równie często jak całkowite zaćmienia Słońca, sąjednak widoczne z o wiele większej części Ziemi. Całkowite zaćmienie Słońca obserwowaćmożna bowiem jedynie z terenów położonych na wąskim pasie naszej planety, zwanym pasemzaćmienia całkowitego. Gdy jednak Księżyc skryje się w cieniu Ziemi, jego zaćmienie możnapodziwiać na całej połowie naszej planety, na której panuje noc.

Zaćmienia częściowe nie są już aż tak ekscytujące. Podczas częściowego zaćmienia Księżyca cieńZiemi pada jedynie na część naszego satelity. Wygląda on po prostu tak, jak gdyby byłw innej fazie. Jeśli nie wiesz, że właśnie ma miejsce zaćmienie lub że Księżyc jest w pełni,najprawdopodobniej przegapisz to intrygujące zjawisko, biorąc je za nów lub kwadrę Księżyca.Wystarczy jednak, że cierpliwie przyjrzysz mu się przez godzinę lub dwie, a zobaczysz, jakKsiężyc wynurza się z ziemskiego cienia.

Ciężka sprawa — geologia KsiężycaCała powierzchnia Księżyca jest usiana kraterami najrozmaitszego rozmiaru: począwszy odmikroskopijnych otworów do gigantów o średnicy kilkuset kilometrów. Największy z nich— Basen Biegun Południowy-Aitken — to ogromny krater o średnicy 2600 kilometrów.Powstałe najczęściej miliardy lat temu księżycowe kratery to efekt uderzających w powierzchnięziemskiego satelity niezliczonych ciał niebieskich — asteroid, meteoroidów i komet.Mikroskopijnych rozmiarów kratery, znalezione na skałach przywiezionych z Księżyca,to „dzieło” mikrometeorytów — niewielkich drobin skalnych przemierzających przestrzeńkosmiczną. Księżycowe kratery i baseny są określane ogólną nazwą kraterów uderzeniowych,by nie mylić ich z kraterami wulkanicznymi.

Na Księżycu miały miejsce procesy wulkaniczne, przybrały one jednak zupełnie inną postaćaniżeli te, jakie znamy z Ziemi. Nasz satelita nie ma ani wulkanów, ani dużych gór wulkanicznych,z rozległymi kraterami na wierzchołkach. Można na nim jednak zaobserwować niewielkiekopuły wulkaniczne oraz zaokrąglone pagórki, jakie spotyka się w rejonach aktywnościwulkanicznej na Ziemi. Co więcej, kręte bruzdy żłobiące powierzchnię Księżyca wydają siębyć kanałami lawowymi, typowymi dla obszarów wulkanicznych na naszej planecie (jakchoćby Lava Beds National Monument w północnej Kalifornii). Najbardziej charakterystycznymelementem powierzchni Księżyca są rozległe pola zastygłej lawy, wypełniające dna ogromnychkraterów uderzeniowych, noszące nazwę mórz (łac. mare). Jeśli spojrzysz w górę i zobaczyszCzłowieka na Księżycu, ciemne plamy składające się na część rysów jego twarzy to właśnie morza.

W dawnych czasach niektórzy astronomowie sądzili, że ciemne plamy na Księżycu mogą byćmorzami lub oceanami. Gdyby jednak tak było, musielibyśmy dostrzegać rozbłyski odbijających sięod nich promieni słonecznych (takie, jakie widzimy, lecąc w dzień samolotem ponad morzem).


Jasne, rozległe obszary na Księżycu, gęsto pokryte kraterami, nazywane są wyżynami lub górami(gdyż leżą wyżej niż morza). Kratery znajdują się również i na powierzchni mórz, jednakw przeliczeniu na jednostkę powierzchni jest ich mniej niż w górach. Wynika stąd wniosek,że morza są młodsze. Rozległe baseny, w których znajdują się morza, są efektem uderzeńpotężnych ciał niebieskich o powierzchnię srebrnego globu. Uderzenia te zniszczyły istniejącetam wcześniej kratery. Baseny wypełniły się następnie napływającą z wnętrza Księżyca lawą,która zacierała powstałe w wyniku uderzenia nowe kratery. Wszystkie kratery, które obserwujemyna powierzchni mórz, powstały już po zestaleniu się lawy.

Pod koniec lat 90. ubiegłego stulecia próbnik Lunar Prospector, wysłany przez NASA,dostarczył pośrednich dowodów potwierdzających hipotezę o istnieniu zamarzniętej wodyna dnie kilku kraterów w pobliżu biegunów Księżyca — miejscach, do których nie docieraSłońce. Jednym ze zbadanych obszarów był Basen Biegun Południowy-Aitken, potencjalnycel przyszłych misji załogowych. Słońce nigdy nie wznosi się tam wysoko ponad horyzont,a krawędzie krateru zatrzymują promienie słoneczne, uniemożliwiając im dotarcie do dnazagłębienia. Lód pochodzi najprawdopodobniej z komet, które w zamierzchłych czasachzderzyły się z Księżycem (komety składają się głównie z lodu i od czasu do czasu zderzająsię z innymi ciałami niebieskimi). Brak jest, niestety, dowodów na obecność wody na innychobszarach Srebrnego Globu.

Za chwilę przyjrzymy się bliżej widocznej stronie Księżyca i opowiemy o jej niewidocznejsąsiadce. Gotów? Jeśli tak, zapraszam do lektury.

Obserwujemy widoczną stronęKsiężyc jest wyjątkowo wdzięcznym obiektem obserwacji. Możesz obserwować go równieżw mgliste i zachmurzone dni, czasami jest on widoczny również za dnia. Rozsiane na jegopowierzchni kratery możesz dostrzec już przy użyciu najmniejszego teleskopu. A jeśli„uzbroisz się” choćby w niewielki, profesjonalny teleskop, będziesz mógł podziwiać setki,jeśli nie tysiące, obiektów i szczegółów na powierzchni naszego satelity, w tym krateryuderzeniowe, morza, góry księżycowe, bruzdy, a także kilka innych, ciekawych formacjii struktur geologicznych:

Szczyty centralne: niewielkie wzniesienia zbudowane z materiału skalnego osypującegosię z poziomu powierzchni Księżyca do wnętrza położonego niżej krateru; ich obecnośćstwierdzono w części kraterów uderzeniowych.

Góry księżycowe: krawędzie rozległych basenów i kraterów uderzeniowych, częściowozniszczone przez późniejsze zderzenia ciał niebieskich z powierzchnią Księżyca. Ocalałe,wznoszące się samotnie wały skalne przypominają istniejące na Ziemi łańcuchy górskie,choć nie są to góry w naszym rozumieniu tego słowa.

Promienie: jasne linie uformowane z sypkiego materiału skalnego, rozrzuconegow wyniku upadku meteorytu. Rozchodzą się promieniście z powstałych niedawno,jasnych kraterów uderzeniowych, takich jak Tycho czy Kopernik (zobacz rysunek 5.6).

Mapa Księżyca może okazać się niezbędna, jeśli w trakcie swoich obserwacji chcesz odróżnićposzczególne kratery, bruzdy i góry od innych. Szczegółowe mapy powierzchni naszegosatelity to niewielki wydatek; możesz je nabyć w sklepach dla hobbystów lub w księgarniachz mapami. Możesz również spróbować kupić je przez Internet. Oto kilka przydatnych adresów:

W Edmund Scientific (www.edsci.com) możesz kupić kolorowe mapy Księżyca w formieplakatu z naniesionymi nazwami poszczególnych struktur geologicznych. Do nocnychobserwacji zaleciłbym laminowaną wersję mapy — w czasie chłodnej nocy mapa pozbawionazabezpieczenia może łatwo zamoknąć od rosy.

http://www.edsci.com


Rysunek 5.6.Zbliżenie naksiężycowy

krater Kopernik.Zdjęcie wyko-nane przez Ko-smiczny Tele-skop Hubble’a

Dzięki uprzejmości Johna Caldwella (York University, Ontario), Aleksa Storrsa (STScl) oraz NASA

Orion Telescopes & Binoculars (www.telescop.com) ma w sprzedaży szereg poradnikówpoświęconych obserwacji Księżyca.

Na stronie www.skyandtelescope.com możesz kupić angielskojęzyczne wydanie niezwyklecenionego przewodnika po srebrnym globie: Atlas of the Moon autorstwa Antonina Rukla.

W Polsce mapy Księżyca znajdziesz np. w sklepie internetowym www.astrokrak.pl.

Miej w pamięci, że mapy Księżyca, atlasy i przewodniki opisują jedynie jedną jego połowę:tę widzianą z Ziemi.

Niemal wszystkie interesujące obiekty na Księżycu najlepiej jest oglądać wtedy, gdy znajdująsię one w pobliżu terminatora — linii oddzielającej oświetloną i ciemną część księżycowejtarczy. Szczegóły powierzchni naszego satelity są najlepiej widoczne, gdy znajdują sięnieznacznie po jasnej stronie wspomnianej linii (o ile nie wybierasz się do Kalifornii naspotkanie z gubernatorem stanu — Arnoldem Schwarzeneggerem — lub nie zamierzaszdołączyć do zespołu astronautów NASA, pozostaje Ci obserwacja terminatora za pomocąteleskopu).

Podczas miesiąca księżycowego (tj. czasu, jaki upływa między dwiema kolejnymi pełniami)terminator stopniowo przemieszcza się po powierzchni widocznej strony Księżyca, zatemwcześniej czy później interesujący Cię obiekt musi znaleźć się w jego pobliżu. W zależnościod pory miesiąca terminator znajduje się w miejscu, gdzie wschodzi Słońce, bądź tam, gdziezachodzi. Podobnie jak ma to miejsce na Ziemi, cienie rzucane przez obiekty na Księżycu sąnajdłuższe podczas wschodu i zachodu Słońca i stopniowo maleją w miarę jak osiąga onocoraz większą wysokość. Długość cienia zależy od wysokości obiektu, który go rzuca: imdłuższy cień, tym wyższy obiekt.

Pełnia to chyba najgorszy czas na jakiekolwiek obserwacje Księżyca. W czasie pełni Słońceznajduje się wysoko na niebie na większej części jego widocznej strony, skutkiem czego cienijest mało i są one krótkie. Cienie rzucane przez obiekty na Księżycu ułatwiają Ci zapoznaniesię z rzeźbą powierzchni — formą, jaką przybierają struktury geologiczne nad i pod powierzchniąKsiężyca. W czasie pełni dostrzeżesz jednak niewiele.

http://www.telescop.com


http://www.astrokrak.pl


Księżycowe skrajności: zapakuj filtr przeciwsłoneczny,butlę z tlenem i ciepłą kurtkę

Maksymalna temperatura przy powierzchni Księżyca,mierzona w środku księżycowego „dnia”, sięga 117ºC;w nocy spada ona do –169ºC. Ekstremalne wahaniatemperatur są spowodowane brakiem atmosfery typuziemskiego, która izolowałaby powierzchnię Srebrnego

Globu i zapobiegała tak drastycznej utracie ciepła w nocy.Na Księżycu nie występuje woda w postaci ciekłej.Skrajne ciepło, chłód i brak wody powodują, że nie ist-nieją tam jakiekolwiek znane nam formy życia. Nie mateż powietrza niezbędnego do oddychania.

Skok na drugą stronęMapa odwrotnej strony Księżyca to dla miłośnika astronomii zbędny gadżet, gdyż z Ziemi jestona i tak niewidoczna — obserwować możesz jedynie widoczną stronę Księżyca. Przyczynątego jest zjawisko rotacji synchronicznej. Oznacza to, że Księżyc wykonuje obrót wokół własnejosi w czasie równym okresowi obiegu wokół Ziemi. Orbitalny okres obiegu Księżyca, któryjest jednocześnie jego „dniem”, trwa 27 dni, 7 godzin i 43 minuty.

W ofercie handlowej znajdują się globusy przedstawiające całą powierzchnię Księżyca, w tymrównież obszary położone po jego odwrotnej stronie. Obraz niewidocznej strony Księżyca niejest wymysłem kreatywnego autora kreskówek, lecz zawdzięczamy go Rosjanom. Pierwszezdjęcia tej strony naszego satelity otrzymaliśmy za sprawą radzieckiego programu kosmicznego,a ściślej rzecz ujmując, bezzałogowej sondy kosmicznej Łuna 3, wystrzelonej przez ZwiązekRadziecki w 1959 roku — niemal na samym początku ery podboju kosmosu. Od tego czasumateriały zgromadzone dzięki misjom amerykańskich sond bezzałogowych (w tym LunarOrbiters i Clementine) pozwoliły opracować szczegółową mapę „tamtej” strony Księżyca.W ostatnim czasie Księżyc badały też sondy takie jak europejska SMART-1 czy indyjskaChandrayaan-1.

Teoria Wielkiego Zderzenia,czyli jak narodził się KsiężycBadacze dysponują rozległą wiedzą na temat wieku skał na wielu różnorodnych obszarachKsiężyca. Setki kilogramów próbek księżycowego gruntu, pobrane i przetransportowane naZiemię przez astronautów sześciu lotów załogowych Apollo, które w latach 1969 – 72 lądowałyna Księżycu, poddane następnie badaniu metodą datowania izotopowego pozwoliły na uzyskaniewielu cennych danych.

W czasach poprzedzających program misji Apollo wielu światowej sławy specjalistów widziałow Księżycu niemal kamień z Rosetty naszego Układu Słonecznego. Sądzono, że na powierzchnipozbawionej wody, która powodowałaby erozję gruntu, gdzie brak jest znaczącej atmosfery,wreszcie gdzie nie miały miejsca niemal żadne procesy wulkaniczne, musiały zachować sięniezliczone ilości pierwotnego materiału pochodzącego jeszcze z czasów formowania sięKsiężyca i planet. Próbki dostarczone przez sondy rozwiały jednak wszelkie złudzenia.

Gdy skała roztapia się, stygnie, a następnie krystalizuje, wszelkie ukryte w niej radioaktywne„zegary” zostają wyzerowane. Promieniotwórcze izotopy zaczynają wytwarzać całkowicienowe produkty rozpadu, które zostają „uwięzione” w strukturze nowo uformowanych kryształów.Próbki przywiezione przez misje Apollo dowodzą, że cały Księżyc (lub przynajmniej znaczącaczęść jego skorupy) były płynne co najmniej 4,6 miliarda lat temu. Tymczasem najstarsze


skały na Księżycu liczą sobie zaledwie 4,5 miliarda lat. Różnica wynosi więc 100 milionów lat.Dodatkowo, w odróżnieniu od skał na Ziemi, które zawierają wodę związaną w budujących jeminerałach, skały na Księżycu są suche jak pieprz.

Biorąc pod uwagę zgromadzony materiał, a także uwzględniając wątpliwości, jakie budziłypoprzednie teorie dotyczące powstania Księżyca, naukowcy sformułowali tzw. Teorię WielkiegoZderzenia. Mówi ona, że Księżyc uformował się z materiału wyrzuconego z płaszcza młodej,niedawno ukształtowanej Ziemi w następstwie jej zderzenia z dużym obiektem — do trzechrazy większym od Marsa. Według powyższej teorii w skład skał Księżyca wchodzi część skałpochodzących z płaszcza owego kosmicznego intruza, po którym już dawno nie pozostałnajmniejszy nawet ślad.

Potężne uderzenie w młodą Ziemię wydmuchnęło w przestrzeń kosmiczną chmurę roztopionejmaterii, która niczym płatki śniegu stopniowo gęstniała, zestalała się i twardniała. „Płatki” wpadałyna siebie i sklejały się ze sobą i po niedługim czasie uformował się z nich nasz dzisiejszy satelita.Ostatnie, niezespolone wielkie fragmenty materii spadały na jego powierzchnię, a wyzwalana naskutek tych uderzeń energia roztapiała księżycowe skały.

Wszystkie uderzenia ciał niebieskich w powierzchnię Księżyca, które wyryły widoczne dziś kratery,miały miejsce już w okresie późniejszym; większość z nich datuje się na 3 miliardy lat wstecz.

Księżyc cechuje się mniejszą gęstością niż Ziemia jako całość, lecz jest tak samo gęsty jakpłaszcz Ziemi (warstwa pomiędzy skorupą ziemską a jądrem zewnętrznym). Potwierdzałobyto Teorię Wielkiego Zderzenia, zgodnie z którą Księżyc uformował się z materii pochodzącejwłaśnie z płaszcza Ziemi (gęstość jest cechą substancji, wyrażaną stosunkiem jej masy doobjętości. Jeśli porównasz dwie kule armatnie tej samej wielkości i kształtu — jedną z ołowiu,a drugą z drewna — stwierdzisz, że kula ołowiana jest cięższa, a co za tym idzie, ma większągęstość). Teoria wyjaśnia też posiadanie przez Księżyc niewielkiego żelazowego jądra (jeśliw ogóle takowe istnieje). Niewielkie jądro niewielkiego obiektu, nawet jeśli kiedykolwiekzawierało płynne żelazo, musiało z całą pewnością dawno ostygnąć i zestalić się, a co za tymidzie, Księżyc z pewnością nie jest w stanie wytwarzać wokół siebie pola magnetycznego. Tahipoteza znalazła zresztą potwierdzenie w przeprowadzonych pomiarach. Lunar Prospector,satelita umieszczony na orbicie Księżyca pod koniec lat 90. ubiegłego wieku, wykrył wprawdzieszczątkowe pole magnetyczne, jednak tylko na pojedynczych obszarach. Naukowcy pracującyw ramach projektu doszli do wniosku, iż jest to pole magnetyczne uwięzione w skałach,powstałe dawno temu w nieznany jeszcze sposób.

Teoria Wielkiego Zderzenia jest póki co najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniempochodzenia naszego satelity. Niestety, obecnie nie możemy jej sprawdzić w sposób, któryrozwiałby wszystkie wątpliwości. Dla przykładu: teoria nie mówi nam, jakiego rodzaju skałpowinniśmy spodziewać się w setkach kilogramów próbek księżycowego gruntu zebranychprzez astronautów misji Apollo. NASA rozważa w przyszłości wysłanie misji do BasenuBiegun Południowy-Aitken. Naukowcy spodziewają się znaleźć w wielkim kraterze skaływypchnięte z głębin księżycowego wnętrza — skały, które w momencie uformowania sięKsiężyca znajdowały się pod jego wierzchnią, płynną warstwą. Zbadanie tych skał mogłobyostatecznie potwierdzić prawdziwość Teorii Wielkiego Zderzenia.

Gdyby udało się tego dokonać, byłby to naprawdę „wielki krok” w dziejach nauki.

Rozdział 6

Merkury, Wenus i Mars— najbliżsi sąsiedzi Ziemi

W tym rozdziale:► Spotkanie z Merkurym, planetą najbliższą Słońcu.► Badamy Wenus — gorącą i duszną od kwaśnych deszczów.► Szukamy wody na Marsie.► Wyjątkowość Ziemi — na czym polega?► Odszukujemy i obserwujemy nasze planety-sąsiadki.

ąsiadujące z naszą planety grupy ziemskiej (tj. zbudowane ze skał) możesz z łatwościąwypatrzyć okiem nieuzbrojonym i badać teleskopem. Wiedz jednak, że to, co poddaje się

obserwacji, pozwala rozwikłać zaledwie część zagadek związanych ze środowiskiem i budowątych planet. Oto dlaczego większość informacji na temat właściwości fizycznych, formgeologicznych oraz dawnych i obecnych zdarzeń zachodzących na nich została uzyskananiejako pośrednio, na drodze analizy zdjęć i wyników pomiarów przesyłanych na Ziemięprzez międzyplanetarne próbniki kosmiczne.

Jak do tej pory Merkury zaledwie dwa razy gościł sondę kosmiczną. W latach 1973 – 74 Mariner 10trzykrotnie wykonał przelot obok planety, po czym odleciał w przestrzeń kosmiczną. ObecnieMerkurego bada sonda MESSENGER. Kilka sond fotografowało Wenus, orbitowało wokółniej lub nawet na niej wylądowało. Mars był celem wypraw wielu próbników i lądowników,jego powierzchnię eksplorowały roboty-łaziki. Sporządzone na podstawie zebranych materiałówmapy Wenus i Marsa są bardzo dokładne, wciąż jednak brakuje nam wiedzy na temat znacznychpołaci Merkurego.

W tym rozdziale przedstawię Ci wiele fascynujących szczegółów dotyczących naszych sąsiadekw Układzie Słonecznym, podzielę się również z Tobą praktycznymi wskazówkami, które ułatwiąCi obserwację tych najbliższych nam planet.

Gorący, spękany, zryty kraterami:przedstawiamy Merkurego

Pomimo trzech przelotów obok Merkurego, wykonanych przez sondę Mariner 10, jak do tejpory udało się sporządzić mapy obszaru mniejszego niż połowa powierzchni tej planety.Pozostała część bądź to znalazła się poza zasięgiem obserwacji sondy, bądź w momencie jej

S


zbliżenia skryła się w ciemnościach. 3 sierpnia 2004 roku NASA wystrzeliła próbnik, któregozadaniem jest uzupełnienie naszej — skąpej jak do tej pory — wiedzy na temat Merkurego.W roku 2008 sonda dwukrotnie zbliżyła się do planety, kolejne zbliżenie miało miejsce wewrześniu roku 2009. W roku 2011 sonda wejdzie na orbitę Merkurego. Na stronie internetowejhttp://messenger.jhuapl.edu możesz na bieżąco śledzić położenie MESSENGERa (akronimod MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging — dosłownie„Powierzchnia, Środowisko, Geochemia i Pomiary Merkurego”).

Osoby zainteresowane zdjęciami wykonanymi przez próbnik Mariner 10 mogą obejrzeć jena stronie internetowej Projektu Zdjęciowego Merkury Mariner 10 przy Centrum NaukPlanetarnych Uniwersytetu Północno-Zachodniego. Strona jest dostępna pod adresemhttp://cps.earth.northwestern.edu/merc.html. Zdjęcia Merkurego znajdziesz również w kolorowejwkładce w tej książce.

Zgromadzone do tej pory informacje na temat Merkurego opierają się przede wszystkimna danych przesłanych przez Marinera 10 oraz na dokonywanych z Ziemi obserwacjachradioastronomicznych i analizie odbitych od powierzchni Merkurego fal radiowych:

Powierzchnia Merkurego przypomina powierzchnię ziemskiego Księżyca (zajrzyj dorozdziału 5.) z dominującymi na niej kraterami uderzeniowymi (krater uderzeniowy tootwór w powierzchni powstały w wyniku uderzenia asteroidy, komety lub meteoroidu).

Na powierzchni Merkurego występują długie, wijące się łańcuchy górskie przecinającekratery uderzeniowe i inne formacje geologiczne. Powstanie gór ma najprawdopodobniejzwiązek z procesem kurczenia się skorupy Merkurego i jej przejścia ze stanu płynnegow stały.

Na Merkurym znajduje się mniej małych (proporcjonalnie do liczby dużych) kraterówniż na Księżycu.

Podobnie jak w przypadku Księżyca charakterystycznym elementem krajobrazu Merkurego(nie ma on własnego satelity) są płaskowyże silnie usiane kraterami. Jednak w odróżnieniuod satelity Ziemi górzyste obszary Merkurego są urozmaicone delikatnie pofałdowanymirówninami. Gdzie indziej płaskie równiny formują obszary nizinne.

Basen Caloris to ślad po najpotężniejszym zderzeniu z ciałem niebieskim, jakie miało miejscena powierzchni Merkurego. Jak do tej pory nie udało się sporządzić jego szczegółowej mapy,gdyż w momencie przelotu Marinera 10 znaczna część zagłębienia kryła się w ciemnościach.Astronomowie ostrożnie szacują, że jego średnica może wynosić 1340 kilometrów, co stawiałobyCaloris w szeregu największych tego rodzaju formacji terenowych w całym Układzie Słonecznym.Basen uderzeniowy to olbrzymi krater przypominający wypełnione lawą struktury na Księżycu,nazywane morzami. Dokładnie po przeciwnej stronie planety — na antypodach Caloris — znajdujesię osobliwy rejon poszarpanych wzgórz i dolin. Kosmiczna kolizja, która jest odpowiedzialnaza powstanie Caloris, wywołała fale sejsmiczne o ogromnej sile. Przemierzywszy planetęzarówno w poprzek, jak i po jej powierzchni, fale te skumulowały się dokładnie po przeciwnejstronie planety, siejąc katastrofalne spustoszenie.

Merkury ma gęstość 5,4 razy większą od gęstości wody. Tak wysoka gęstość oznacza, żeplaneta ma duże, żelazne jądro stanowiące większą jej część. Zewnętrzna warstwa skalna,nazywana płaszczem, ma co najmniej 610 kilometrów grubości. Obecność globalnego polamagnetycznego, wykrytego wokół Merkurego przez Marinera 10, skłoniła wielu naukowcówdo wniosku, że część pokaźnego żelaznego jądra Merkurego znajduje się wciąż w staniepłynnym, choć proste wyliczenia wskazują jednoznacznie, że jądro musiało ostygnąć jużna tyle, by przybrać postać stałą.

http://messenger.jhuapl.edu

http://cps.earth.northwestern.edu/merc.html

Rozdział 6: Merkury, Wenus i Mars — najbliżsi sąsiedzi Ziemi 111

Merkury praktycznie pozbawiony jest atmosfery — niewielka, pozbawiona tlenu warstwagazów jest nieprzydatna do jakichkolwiek celów praktycznych. Na planecie występują skrajneróżnice temperatur: w ciągu dnia sięga ona maksymalnie 465,5ºC, by w nocy spaść do –184,4ºC.Strefy w pobliżu biegunów planety, charakteryzujące się niezwykle wysokim współczynnikiemodbicia radarowego, mogą wskazywać na znajdujące się tam duże ilości lodu leżącego nawiecznie zacienionych dnach kraterów. Jednym z zadań MESSENGERa jest weryfikacja tejhipotezy.

Sucha, górzysta, ociekająca kwasem— trzymaj się z daleka od Wenus

Na Wenus nigdy nie uświadczy się bezchmurnego dnia. Całą planetę zasnuwa gruba warstwachmur ze znaczną zawartością stężonego kwasu siarkowego, której grubość ocenia się na 15kilometrów. Wenus jest najgorętszą planetą naszego układu gwiezdnego — średnia temperaturaprzy powierzchni wynosi tu 465,5ºC i niezależnie od pory dnia utrzymuje się na jednakowympoziomie na całej planecie.

Piekielne temperatury to jednak drobiazg w porównaniu z ciśnieniem barometrycznym:na Wenus jest ono 93 razy większe od ciśnienia atmosferycznego na Ziemi, mierzonego napoziomie morza. Na Wenus zapomnij jednak o morzu — nie znajdziesz tam ani kropli wody.Doskwierać będzie Ci żar, jednak z pewnością nie wilgotność — poczuj się jak w Arizonie.

To nie koniec złych wieści dotyczących pogody na Wenus: na całej planecie możesz spodziewaćsię nieustannego kwaśnego deszczu, spowodowanego obecnością kwasu siarkowego w warstwiechmur okrywających planetę. Są i dobre wiadomości: ten deszcz to virga, co oznacza,że wyparowuje, nim spadnie na powierzchnię.

Niemal wszystkie urzekające obrazy powierzchni Wenus, jakie możesz znaleźć na stronachinternetowych NASA (i nie tylko), nie są rzeczywistymi fotografiami. To, co widzisz,to szczegółowe mapy radarowe, wykonane głównie przez bezzałogową sondę Magellan,wystrzeloną przez NASA. Chmury przykrywające planetę uniemożliwiają jakiekolwiekobserwacje zarówno z Ziemi, jak i przez krążące wokół Wenus satelity. Najwyższa warstwachmur znajduje się na wysokości około 65 kilometrów — to o wiele za nisko, aby jakikolwieksatelita mógł dostrzec cokolwiek na powierzchni.

Kilka pierwszych zdjęć Wenus, jakie udało się wykonać radzieckiemu lądownikowi Wenera 9w 1976 roku, przedstawia obszar zasłany płaskimi płytami skalnymi, pomiędzy którymiwidoczne są niewielkie fragmenty wenusjańskiego gruntu. Płyty przypominają obszary wylewówlawy bazaltowej z tą różnicą, że na Wenus, oświetlone światłem słonecznym filtrowanymprzez grubą warstwę chmur, przybierają one barwę pomarańczową. Te oraz inne wykonaneprzez satelity radarowe zdjęcia Wenus możesz obejrzeć na stronie internetowej Views of theSolar System — projekcie Calvina J. Hamiltona, będącym swego rodzaju przewodnikiem poUkładzie Słonecznym. Jest on dostępny pod adresem www.solarviews.com/eng/homepage.htm(zdjęcia Wenus znajdziesz również w kolorowej wkładce fotograficznej tej książki).

Słabo ukształtowane, wulkaniczne równiny, poprzecinane krętymi kanałami (kanionamipozostawionymi przez potoki spływającej lawy) pokrywają większą (około 85%) część Wenus.Na planecie znajduje się najdłuższy kanał w całym Układzie Słonecznym — Baltis Vallis— rozciągający się na odcinku około 6800 kilometrów. Inne spotykane tu formy terenu topokryte kraterami wyżyny, a także zdeformowane płaskowyże.

http://www.solarviews.com/eng/homepage.htm


W porównaniu z liczbą kraterów na Księżycu i Merkurym na Wenus (nieposiadającejwłasnego satelity) jest ich zaskakująco mało. Niewielkie kratery nie istnieją, a dużych jestniewiele. Wynika to z faktu, że już po zakończeniu fazy zderzeń kraterotwórczych powierzchnaWenus została zalana przez lawę bądź przeobrażona na skutek procesów wulkanicznych(erupcji płynnej skały z wnętrza planety). Potop lawy i zmiany geologiczne zatarły wszystkie(bądź przynajmniej większość) istniejących wcześniej kraterów. Od tego czasu zaledwie kilkadużych obiektów uderzyło w powierzchnię Wenus; z kolei małym, wybijającym kratery o średnicydo około 3 kilometrów, rzadko kiedy udaje się dotrzeć do powierzchni planety — są onewyhamowywane i niszczone przez siły aerodynamiczne w gęstej wenusjańskiej atmosferze.

Powierzchnię Wenus znaczą wielkie wulkany i rozległe łańcuchy górskie, te jednak w niczymnie przypominają znanych nam z Ziemi gór pochodzenia niewulkanicznego (jak choćby GórySkaliste na zachodzie Stanów Zjednoczonych i Kanady czy Himalaje w Azji), których powstaniejest efektem napierania na siebie płyt tektonicznych. Na Wenus nie stwierdzono równieżistnienia łańcuchów wulkanicznych (takich jak pacyficzny Pierścień Ognia), wznoszących sięna krawędziach płyt. Procesy tektoniczne i dryf kontynentalny w postaci, jaką znamy z Ziemi,na Wenus nie mają miejsca.

Czerwony, zimny i jałowy— odkrywamy zagadki Marsa

Naukowcom udało się sporządzić niezwykle dokładne mapy topograficzne Marsa (topograficzne,tj. takie, na których została naniesiona wysokość poszczególnych formacji terenowych).Na stronie internetowej NASA (http://www.google.com/mars) znajdziesz sporządzoną przezNational Geographic Society mapę całej Czerwonej Planety.

Mapę wykonano za pomocą wysokościomierza laserowego, umieszczonego na pokładziebezzałogowej sondy kosmicznej Mars Global Surveyor (MGS) krążącej wokół Marsa.Najnowsze zdjęcia planety możesz znaleźć na stronie www.msss.com, prowadzonej przezkorporację Malin Space Science Systems, producenta kamer i aparatów fotograficznychumieszczonych w sondzie.

W październiku 2001 roku do monitorującego Marsa MGS dołączył kolejny próbnik NASA,Mars Odyssey. Efekty jego pracy możesz podziwiać w Internecie na stronie http://mars.jpl.nasa.gov/

odyssey/.

Europejska Agencja Kosmiczna nie reklamuje wprawdzie swoich osiągnięć tak szeroko jakNASA, powinieneś jednak wiedzieć, że 25 września 2003 roku na orbitę Czerwonej Planetyweszła bezzałogowa sonda Mars Express. Na stronie www.esa.int/SPECIALS/Mars_Expressznajdziesz wspaniałe zdjęcia przesłane przez satelitę.

Choć naukowcy dysponują precyzyjnymi mapami Marsa, wciąż kryje on wiele tajemnic, którepragniemy poznać. W kolejnych podrozdziałach przybliżę Ci teorie na temat wody i życia naMarsie (koniecznie zajrzyj też do kolorowej wkładki niniejszej książki).

Gdzie jest woda z tamtych lat?Jeśli przyjrzysz się topograficznym mapom Marsa, z pewnością zauważysz, że tereny na niemalcałej jego półkuli północnej są położone niżej aniżeli na południowej. Rozległa równinarozciągająca się na północnej części planety może być dnem pradawnego morza. Nawet jeśli

http://www.google.com/mars

http://www.msss.com

http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/

http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express


jednak ta teoria jest chybiona, istnieją inne przekonujące dowody potwierdzające powszechnewystępowanie wody na Czerwonej Planecie w zamierzchłych czasach.

Mars jest obecnie zimny i jałowy, z rozległymi czapami lodowymi na biegunach. Wedługniektórych szacunków ilość wody powstała po ich stopieniu wystarczyłaby na przykrycie całejplanety ponad trzydziestometrową warstwą. Niektóre kaniony na Marsie wyglądają tak, jakgdyby rzeczywiście wyrzeźbiła je wielka powódź, choć niekoniecznie musiała ona objąć swoimzasięgiem całą planetę. To jednak czysto teoretyczne dywagacje: lód na Marsie nie stopnieje,gdyż jest tam po prostu za zimno. Atmosfera planety składa się głównie z dwutlenku węgla,a w czasie marsjańskiej zimy zamarznięty gaz tworzy cienką warstewkę lodu na powierzchnicałej planety. Na biegunach, gdzie zima trwa właściwie bez przerwy, cienka pokrywa suchegolodu odkłada się na stałej lodowej czapie. Wyschłe łożyska rzek z „wysepkami” o opływowychkształtach, a także otoczaki, które wyglądają jak uformowane w górskim potoku, to kolejnedowody na istnienie w przeszłości na Marsie wody w postaci ciekłej. Zdjęcia zaokrąglonychi wygładzonych kamieni zostały wykonane przez sondę kosmiczną Mars Pathfinder (wylądowałaona na powierzchni planety) oraz wchodzącego w jej skład robota Sojourner. Mars Odyssey,dokonujący pomiarów z orbity, znalazł potwierdzenie obecności dużych ilości wody(najprawdopodobniej w postaci lodu), kryjącej się na znacznych połaciach planety tuż podpowierzchnią.

Na marsjańskim równiku czułbyś się w ciągu dnia zapewne całkiem komfortowo —temperatura w południe osiąga tam przyjemne 16ºC. Na noc lepiej jednak poszukać innegomiejsca — po zachodzie słońca temperatura na równiku Marsa spada bowiem niekiedydo –133,3ºC. Również pory roku na Marsie różnią się od tych, jakie znamy na Ziemi. Jakwyjaśniłem w poprzednim rozdziale, zmiany pór roku na naszej planecie są spowodowanenachyleniem osi Ziemi w stosunku do płaszczyzny orbity naszej planety wokół Słońca (nie zaśodległością Ziemi od Słońca, ta bowiem ma znaczenie marginalne). „Nieziemskie” pory rokuna Marsie to zasługa zarówno nachylenia osi planety, jak i znaczących wahań odległości, jakadzieli go od Słońca (orbita Marsa jest o wiele bardziej eliptyczna aniżeli ziemska, mającaniemal kształt koła). Lato na półkuli południowej Czerwonej Planety jest krótsze i gorętszeniż na północnej, z kolei zima na tamtejszej półkuli północnej jest cieplejsza i trwa krócej niżna południu planety.

Magnetometr zainstalowany na pokładzie MGS zarejestrował długie, równoległe pasma polamagnetycznego o naprzemiennie przeciwnej magnetyzacji, „zamrożone” w skalnej, wierzchniejskorupie Marsa. Planeta nie ma dziś co prawda globalnego pola magnetycznego, jednakodkrycie wskazuje, że takowe — podobnie jak w przypadku Ziemi cyklicznie zmieniającekierunek — mogło istnieć (zajrzyj do rozdziału 5.). Może to również oznaczać, że na Marsiemiały miejsce procesy geologiczne przypominające rozrastanie się dna ziemskich oceanówi przebiegające według podobnego wzorca. Płynne, żelazne jądro Marsa z pewnością dawnojuż się zestaliło. Co za tym idzie, pole magnetyczne nie jest już generowane, a ciepło napływająceobecnie z wnętrza planety w kierunku jej powierzchni jest zbyt małe, aby zainicjować jakiekolwiekprocesy wulkaniczne.

Aktywność wulkaniczna, jaka miała miejsce na Marsie, zaowocowała powstaniem ogromnychwulkanów, takich jak Olympus Mons: szeroki na 600 kilometrów i wysoki na 24 jest pięć razyszerszy i niemal trzy razy wyższy niż największy wulkan na Ziemi, Mauna Loa. Na Marsiestwierdzono również występowanie wielu kanionów, w tym gigantyczny Valles Marineris,długi na 4 tysiące kilometrów. Na powierzchni znaleźć można również kratery uderzeniowe.Mają one zazwyczaj łagodniejsze kształty aniżeli kratery na Księżycu. Przyczyn tego należyupatrywać w silnej erozji, jaka miała miejsce na Marsie — spowodowanej być może masamiwody odpowiedzialnymi za wielką powódź (do dziś jedna z kwestii wzbudzającychkontrowersje wśród astronomów).


Czy na Marsie istniało życie?W powszechnej świadomości funkcjonuje wiele błędnych teorii na temat Marsa. Są też jednaki takie, które równie dobrze mogą być prawdziwe i czekają jedynie na potwierdzenie. Łączy jejedno: wszystkie te hipotezy mają mniejszy bądź większy związek z pytaniem o możliwośćistnienia na Marsie form życia. Nie da się ukryć, że większość z nich jest równie sensowna jakdowcip o astronaucie, który, powróciwszy z Marsa, zapytany, czy istnieje na nim życie, odparł:„W ciągu tygodnia niespecjalnie. Ale za to sobotniej nocy…”.

Życie na Marsie — przegrana przez nokautOdkrycie „kanałów” na Marsie po raz pierwszy zapoczątkowało powszechne spekulacjena temat możliwości życia na Czerwonej Planecie. O ich istnieniu informowało kilkunajsłynniejszych astronomów przełomu XIX i XX wieku. Fotograficzne obrazy planety byłymało użyteczne, gdyż czasy naświetlania ówczesnych klisz były stosunkowo długie, a seeing(opisany w rozdziale 3.) nie zawsze sprzyjał obserwacjom. Naukowcy polegali więc narysunkach sporządzanych przez profesjonalnych obserwatorów i operatorów teleskopów,biorąc je za wiarygodne odwzorowanie obrazu Marsa. Na niektórych z tych „map” możnarzeczywiście zobaczyć układy krzyżujących się ze sobą i przecinających powierzchnię Marsalinii. Znany amerykański astronom, Percival Lowell, wysnuł teorię, że linie to wykopaneprzez przedstawicieli pradawnej cywilizacji kanały, zbudowane w celu transportu wodyi usprawnienia gospodarki nią na jałowiejącym Marsie. Naukowiec doszedł do wniosku,że miejsca przecięcia się kanałów musiały być niegdyś oazami.

Z biegiem lat teoria „kanałów”, jak i inne, dowodzące rzekomo życia na Marsie (dawniej,jak i współcześnie) „przesłanki”, były traktowane z coraz większym przymrużeniem oka:

Na zdjęciach przesłanych przez amerykańską bezzałogową sondę kosmiczną Mariner 4,która badała Marsa w 1965 roku, nie dostrzeżono ani śladu kanałów. Potwierdziły todalsze obserwacje przeprowadzone przez próbniki wysyłane w późniejszym czasie.Cios pierwszy.

W roku 1975 i 1976 lądowniki sond Viking 1 i 2 przy użyciu wyspecjalizowanychrobotów przeprowadziły eksperymenty chemiczne, których celem było odnalezieniena powierzchni Marsa śladów procesów biologicznych, takich jak fotosynteza czyoddychanie. Z początku wydawało się, że misja zakończy się sensacyjnym sukcesem:w próbce gleby, do której dodano wodę, miały pojawić się ślady aktywności biologicznej!Większość naukowców badających sprawę doszła jednak do wniosku, że to, co wziętoza formy biologiczne, jest niczym innym jak produktem reakcji chemicznej wodyze składnikami marsjańskiej gleby — naturalny proces niemający nic wspólnegoz istnieniem życia na Marsie. Cios drugi.

Krążące w tym czasie wokół Marsa orbitery przesyłały na Ziemię zdjęcia CzerwonejPlanety. Widać na nich w pewnym miejscu dziwny twór geologiczny, który w opiniiwielu łudząco przypominał ludzką twarz. I choć kształt licznych istniejących na Ziemiformacji terenowych przywodzi na myśl oblicza słynnych władców, wodzów indiańskichplemion czy innych znanych postaci, których imieniem zostały nazwane, zagorzaliobrońcy teorii życia na Marsie widzieli w „marsjańskiej twarzy” swego rodzaju monument,wzniesiony w zamierzchłych czasach przez zaawansowaną technologicznie cywilizację.Wykonane przez MGS zdjęcia w wysokiej rozdzielczości zburzyły romantyczne mrzonki— tajemnicza struktura skalna w najmniejszym nawet stopniu nie przypomina twarzy.Zwolennicy tezy o istnieniu życia na Marsie po raz trzeci zmuszeni byli zainkasowaćbolesny cios.

Pomimo tego spekulacje o życiu na Czerwonej Planecie trwają dalej.


Poszukiwanie skamieniałościW roku 1996 naukowcy zbadali próbki meteorytu, który, jak sądzili, był fragmentemmarsjańskiej skały wyrzuconej z powierzchni planety na skutek upadku niewielkiej asteroidylub komety. Znaleziono w nim związki chemiczne i ślady minerałów, które w opinii badaczyzostały uznane za produkty przemiany materii i prawdopodobne skamieniałości dawnychmikroorganizmów. Wiele późniejszych badań zaprzeczyło jednak tej kontrowersyjnejkonkluzji. Biorąc pod uwagę stan naszej dzisiejszej wiedzy, naukowcy nie są w stanie anijednoznacznie wykluczyć, ani w przekonujący sposób potwierdzić słuszności teorii o istnieniuw przeszłości życia na Marsie.

Jedyne, co nam pozostaje, to systematyczne i cierpliwe poszukiwania śladów życia — dawnegolub obecnego — w rejonach, gdzie ich występowanie jest najbardziej prawdopodobne, tj. tam,gdzie w przeszłości mogły koncentrować się duże ilości wody lub w warstwach osadówznajdujących się w dawnych jeziorach i morzach. Najwięcej skamieniałości na Ziemi znaleźćmożna właśnie w pobliżu takich miejsc.

Amerykańska misja międzyplanetarna Mars Exploration Rover (MER), a ściślej rzeczujmując, wchodzące w jej skład roboty Spirit i Opportunity, zapoczątkowała w 2004 rokuprojekt poszukiwania osadów naniesionych niegdyś przez wodę na Marsie. Efektem badańbył szereg interesujących znalezisk, w tym „jagody” — niewielkie, okrągłe odłamki skalne,przypominające znane nam formy osadowe. Zdjęcia znalezisk obejrzysz na stronieinternetowej http://marsrovers.jpl.nasa.gov/home/.

Planetologia porównawcza,czyli Ziemia — miejsce inne niż wszystkie

Merkury to mały świat ekstremalnych temperatur, ma jednak — podobnie jak Ziemia —globalne pole magnetyczne, wskazujące na obecność w jądrze planety płynnego żelaza. Wenusi Mars nie mają wprawdzie pola magnetycznego o globalnym zasięgu, przypominają jednakZiemię pod kilkoma innymi względami. Według naszej dzisiejszej wiedzy woda w postaciciekłej oraz formy życia występują jedynie na Ziemi. Co sprawia, że jest ona tak wyjątkowa?

Na Wenus panują nieznane na Ziemi piekielne temperatury. Wenus krąży wokół Słońcaw odległości większej niż Merkury, a pomimo tego jest na niej goręcej. Za wysoką temperaturęna Wenus jest odpowiedzialny efekt cieplarniany — zjawisko polegające na zatrzymywaniuemitowanego przez planetę ciepła przez gazy obecne w atmosferze. Atmosfera Ziemi mogłaniegdyś zawierać tak duże ilości dwutlenku węgla, jakie dziś znajdują się w atmosferze Wenus.W odróżnieniu od niej ziemskie oceany są w stanie wchłonąć znaczne ilości tego gazu, dziękiczemu ciepło nie zostaje „uwięzione” w atmosferze, jak ma to miejsce na Wenus.

Mars jest z kolei zbyt zimny, aby mogło na nim istnieć jakiekolwiek życie. Planeta utraciła większączęść swojej atmosfery, a jej pozostałości nie są wystarczające, aby wywołać efekt cieplarniany,który ogrzałby powierzchnię planety do temperatury powyżej punktu zamarzania wody.

Trzy duże planety typu ziemskiego są niczym trzy miseczki z owsianką w bajce o Złotowłoseji trzech niedźwiedziach: Merkury i Wenus są zbyt gorące, Mars jest zbyt zimny, lecz Ziemiajest w sam raz, by mogła istnieć na niej woda w postaci płynnej i życie, jakie znamy. Zebrawszyinformacje na temat zasadniczych właściwości planet grupy ziemskiej, dzielących ich różnici łączących podobieństw, naukowcy są zdania, że:

http://marsrovers.jpl.nasa.gov/home/


Wnętrze Merkurego przypomina wnętrze Ziemi, na zewnątrz zaś Księżyc.

Wenus to „zły bliźniak” naszej planety.

Mars to wymarła Ziemia w miniaturze.

Ziemia to planeta naszej Złotowłosej — optymalna, taka, jaka powinna być.

Porównując ze sobą charakterystyki poszczególnych planet, jesteś w stanie wyciągnąć wnioskina temat ich historii i zrozumieć przyczyny, dla których te planety są dziś takie, a nie inne.Czy zdajesz sobie sprawę, że uprawiasz w ten sposób planetologię porównawczą?

Obserwacja planet grupy ziemskiejWskazówek na temat obserwacji planet grupy ziemskiej — Merkurego, Wenus i Marsa— powinieneś szukać w prasie astronomicznej i na stronach internetowych poszczególnychmagazynów. Pomocny może okazać się tutaj również Twój program typu planetarium(zajrzyj do rozdziału 2.). Najmniej kłopotów powinno przysporzyć Ci odnalezienie Wenus,gdyż na nocnym niebie jest ona najjaśniejszym po Księżycu obiektem.

Planetą krążącą najbliżej Słońca jest Merkury, a zaraz po nim Wenus. Orbita obu tych planetleży wewnątrz orbity Ziemi, są one zatem zawsze widoczne mniej więcej w tym samymrejonie nieba co Słońce. Szukaj ich więc po zachodniej stronie nieba tuż po zachodzie Słońcalub po wschodniej na chwilę przed jego wschodem, gdy Słońce znajduje się tuż pod liniąhoryzontu. W przypadku obserwacji porannych (przed wschodem Słońca) wypatruj Merkuregoi Wenus na zachód od niego, jeśli zaś preferujesz obserwacje wieczorne (po zajściu Słońca),oba obiekty dostrzeżesz na wschód od naszej gwiazdy. Twoim mottem niech będzie „patrzna wschód dziewczyno” lub „spójrz na zachód młodzieńcze” — wszystko zależy od tego,czy swoje obserwacje prowadzisz o świcie czy o zmierzchu, jak również od tego, czy jesteśmiłośnikiem starych westernów.

Jasna planeta ukazująca się po wschodniej stronie nieba tuż przed świtem nazywana jestpopularnie Gwiazdą Poranną lub Jutrzenką, ta sama planeta świecąca po zachodniej stronienieboskłonu po zmroku określana jest jako Gwiazda Wieczorna. Szybki ruch Merkuregoi Wenus wokół Słońca sprawia, że dzisiejsza Gwiazda Poranna może za miesiąc stać sięWieczorną, choć w dalszym ciągu jest to ten sam obiekt (zobacz rysunek 6.1).

W kolejnych podrozdziałach powiem Ci, kiedy są najlepsze warunki do obserwacjiplanet typu ziemskiego. W swoim wywodzie posłużę się terminami elongacji, koniunkcjii opozycji — parametrami określającymi położenie planet w stosunku do Ziemi i Słońca(poszczególne planety omawiam, biorąc pod uwagę trudność ich obserwacji. Zaczynamod Wenus — najłatwiejszej).

Czym jest elongacja, koniunkcja i opozycjaElongacja, koniunkcja i opozycja to parametry charakteryzujące położenie planety w stosunkudo Ziemi i Słońca. Z pewnością niejednokrotnie natkniesz się na te terminy, przeglądając,dla przykładu, wykazy pozycji planet i ustalając plan swoich obserwacji. Oto co oznaczająposzczególne z nich:

to ja i mój dżej dżej


Rysunek 6.1.Wenus, choćjest planetą,

bywa nazywa-na również

GwiazdąPoranną

lub Wieczorną

Elongacja to odległość kątowa pomiędzy planetą a Słońcem obserwowanymi z Ziemi.Orbita Merkurego jest tak mała, że planeta nigdy nie oddala się od Słońca na odległośćwiększą niż 28°. Bywają jednak okresy, że odległość ta wynosi zaledwie 18°, co znaczącoutrudnia wypatrzenie planety. Wenus oddala się od Słońca maksymalnie na odległość 47°.Maksymalna elongacja zachodnia (lub wschodnia) ma miejsce wtedy, gdy planeta (widocznaz Ziemi) osiąga maksymalną odległość kątową od Słońca. Bywa, że parametry maksymalnejelongacji różnią się od siebie, co wynika ze zmieniającej się odległości określonej planetydo Ziemi. Elongacja jest szczególnie istotna w przypadku Merkurego, znajduje się onbowiem zazwyczaj blisko Słońca, co znacznie utrudnia obserwację.

O opozycji mówimy wtedy, gdy obserwowana planeta znajdzie się po przeciwnej niżSłońce stronie Ziemi. W opozycji nigdy nie znajdą się Merkury i Wenus; Mars ustawiasię w niej co 26 miesięcy. To najlepszy czas na jego obserwację, gdyż widziany w teleskopiejest największy. Dodatkowo w czasie opozycji, około północy, zajmuje najwyższepołożenie na sferze niebieskiej (góruje), możesz więc przyglądać mu się niemal do rana.

Koniunkcja zachodzi wtedy, gdy dwa obiekty naszego Układu Słonecznego ustawiająsię w jednej linii względem obserwatora na Ziemi, np. Księżyc nachodzący na Wenus.W rzeczywistości są one daleko od siebie, nie zmienia to jednak faktu, że widzimy jew koniunkcji.

Termin koniunkcja ma również znaczenie techniczne. Zamiast określać położenie określonegoobiektu za pomocą rektascensji (pozycja gwiazdy mierzona w kierunku wschód – zachód) i deklinacji(pozycja gwiazdy mierzona w kierunku północ – południe), astronomowie posługują sięniekiedy szerokością i długością ekliptyczną. Ekliptyka to ogromne koło na sferze niebieskiej,po którym na tle konstelacji pozornie porusza się Słońce. Długość i szerokość ekliptyczna mierzonajest w stopniach: wschodnich i zachodnich (długość) oraz północnych i południowych (szerokość)względem płaszczyzny ekliptyki (nie obawiaj się, zastosowanie ekliptycznego układuwspółrzędnych w przypadku obserwacji planet grupy ziemskiej nie jest konieczne.Jego znajomość może Ci się przydać do zrozumienia definicji koniunkcji dolnej i górnej,o których opowiem za chwilę).


Aby zrozumieć zjawisko koniunkcji i opozycji, powinieneś opanować jedynie kilka groźniebrzmiących terminów: musisz wiedzieć, czym jest koniunkcja górna i dolna, a także cooznacza fakt, że górna (bądź dolna) jest planeta. Planeta górna to taka, której orbita leży pozaorbitą Ziemi (planetą górną jest więc np. Mars). Planeta dolna krąży wokół Słońca wewnątrzorbity Ziemi — planetami dolnymi, de facto jedynymi, są Merkury i Wenus.

Kiedy któraś z planet górnych znajdzie się na tej samej długości ekliptycznej co obserwowanez Ziemi Słońce, mówimy o koniunkcji — planeta znajduje się dokładnie po przeciwnej stronienaszej gwiazdy niż Ziemia (zobacz rysunek 6.2). Gdy ta sama planeta znajdzie się po przeciwnejniż Słońce Ziemi (obejrzyj ponownie rysunek 6.2), mówimy o opozycji.

Rysunek 6.2.Planety górnej

w koniunkcjinależy szukać

w tym samym,co Słońce, kie-runku na płasz-

czyźnie wschód– zachód

Koniunkcja to nienajlepszy czas na obserwację planety górnej, gdyż znajduje się onaw maksymalnej odległości od Ziemi, po przeciwnej stronie Słońca. Nie próbuj więc obserwowaćMarsa w koniunkcji — nie uda Ci się go wypatrzyć. Najlepszy czas na obserwację CzerwonejPlanety to moment, gdy znajdzie się ona w opozycji.

Planeta górna może ustawić się względem Ziemi zarówno w koniunkcji, jak i w opozycji.Planeta dolna nigdy nie znajdzie się w opozycji, w jej przypadku wyróżniamy jednak aż dwatypy koniunkcji (patrz rysunek 6.3). Gdy planeta dolna znajdzie się na tej samej długościekliptycznej co Słońce, astronomowie mówią o koniunkcji dolnej, gdy zaś ta sama planetaznajdzie się na identycznej co Słońce długości ekliptycznej, lecz po jego przeciwnej (patrzącz Ziemi) stronie, ma miejsce koniunkcja górna.

Rysunek 6.3.Koniunkcja

dolna to zgru-powanie plane-

ty i Słońca nalinii wschód –

zachód


Jeśli uda Ci się wyjaśnić to wszystko swoim przyjaciołom, możesz uznać się za eksperta.Możesz bez obaw wzbogacić swój wykład rysunkami 6.2 i 6.3.

Najdogodniejsza pozycja do obserwacji Wenus to jej koniunkcja dolna — planeta osiąga wtedymaksymalną wielkość i jasność. Merkury dla odmiany znajduje się zbyt blisko Słońca, aby możnago było obserwować podczas którejś z koniunkcji. Najlepsze warunki do jego podziwiania sąwtedy, gdy znajdzie się on w maksymalnej elongacji.

Podziwiamy fazy WenusWenus jest zdecydowanie najłatwiejszą planetą do odnalezienia na niebie. Druga, liczącw kolejności od Słońca, planeta jest tak jasna, że niektórzy, niemający do czynienia z astronomią,dzwonią często do rozgłośni radiowych, gazet i planetariów z pytaniem o „tę jasną gwiazdę”.

Widok rozrzuconych chmur szybko przemieszczających się z zachodu na wschód na tleWenus bywa czasem mylnie interpretowany przez niedoświadczonych obserwatorów. Sądząoni bowiem, że to Wenus (której zresztą nie rozpoznają) porusza się tak szybko w kierunkuprzeciwnym do ruchu chmur. Ponadprzeciętna jasność i błędne wrażenie szybkiego ruchusprawiają, że Wenus często brana jest za niezidentyfikowany obiekt latający. Nie jest to jednakUFO. Naukowcy dobrze o tym wiedzą.

Gdy już zaznajomisz się z Wenus nieco lepiej, być może uda Ci się ją wypatrzyć w pełnymświetle dnia. Dość często bywa ona wystarczająco jasna, aby dostrzec ją za dnia przy użyciutechniki patrzenia nazywanej „zerkaniem”. Polega ona na spoglądaniu na interesujący nas obiektnie na wprost, ale nieco obok niego. Za sprawą określonych uwarunkowań anatomicznych łatwiejuda Ci się dostrzec ciało niebieskie, „zerkając” na nie kątem oka, aniżeli wpatrując się w wybranyrejon nieba bezpośrednio. Może to być cecha, jaka pozostała nam jeszcze z pradawnychczasów: dzięki temu byliśmy w stanie wcześnie dostrzec zagrażający nam atak wroga bądźdrapieżnika.

Już za pomocą niewielkiego teleskopu możesz obserwować charakterystyczne dla Wenus fazyi zmiany jej obserwowanej wielkości. Wenus, podobnie jak ziemski Księżyc (i z tych samychprzyczyn), przejawia fazy: czasami część półkuli Wenus, która jest skierowana ku Słońcu (i dlategojasna), jest jednocześnie odwrócona od Ziemi, w teleskopie dostrzeżemy więc częściowooświetlony, a częściowo ciemny dysk.

Linia rozgraniczająca jasną i ciemną stronę Wenus nazywana jest (podobnie jak w przypadkuKsiężyca) terminatorem. Bez obaw: to tylko całkowicie wyimaginowana linia na powierzchniplanety (patrz rozdział 5.).

Dystans pomiędzy krążącymi wokół Słońca Wenus i Ziemią zmienia się znacznie. W czasiemaksymalnego zbliżenia odległość między obiema planetami wynosi „jedynie” 39 milionówkilometrów; w chwili maksymalnego oddalenia wzrasta do 260 milionów kilometrów. Co jesttu istotne, to proporcjonalny charakter zmiany: w czasie maksymalnego oddalenia Wenusdzieli od Ziemi odległość około 6 razy większa niż w chwili maksymalnego zbliżenia.Oglądana przez teleskop Wenus jest wtedy również 6 razy mniejsza.

Tym, czego nie zobaczysz, obserwując Wenus przez lunetę, są charakterystyczne dla niejelementy rzeźby powierzchni, takie jak wspominane wcześniej Człowiek na Księżycu czy„marsjańska twarz”. Planeta jest całkowicie przykryta chmurami i wszystko, co jesteś w staniedostrzec, to wierzchnia warstwa chmur. Wenus zawdzięcza swoją jasność temu, że znajduje sięblisko zarówno Słońca, jak i Ziemi, a także pokrywie odbijających światło chmur. Czasem


Zaczekaj minutkę (kątową)Do pomiaru obserwowanej wielkości ciał niebieskichastronomowie stosują jednostki kątowe. Obiekt, któryrozciąga się wokół całego nieba (np. równik niebieski),mierzy 360º długości. W porównaniu z nim Słońce i Księ-życ liczą sobie zaledwie około ½ stopnia szerokości. Pla-nety osiągają o wiele mniejsze (obserwowane) rozmia-ry, dlatego do ich opisu używane są odpowiedniomniejsze jednostki miary. Stopień dzieli się na 60 minutkątowych (zwanych również minutą łuku), a minutaz kolei na 60 sekund kątowych (sekund łuku). Jak łatwoobliczyć, stopień składa się z 3600 (60 × 60) sekundkątowych. W literaturze astronomicznej minuta kątowajest zazwyczaj oznaczana symbolem (’), sekundziekątowej odpowiada zaś symbol (’’). Czytelnikom

amerykańskim zdarza się mylnie brać te symbole zaskróty stóp i cali. Gdy któregoś razu zdarzy Ci się prze-czytać, że „Księżyc ma około 30 stóp średnicy” z ła-twością odgadniesz, że ostatnie słowo w artykule miałniedouczony adiustator…

Średnica Wenus jest zaledwie o około 5% mniejsza aniżeliśrednica Ziemi. Wielkość obserwowana średnicy ką-towej Wenus zmienia się i wynosi od około 10’’ (gdyplaneta znajduje się w maksymalnej odległości odZiemi; widzimy wtedy pełną jej tarczę) do około 58’’średnicy, gdy znajduje się w maksymalnym zbliżeniu,przybierając postać cienkiego sierpa.

jednak możesz wypatrzyć rogi sierpa Wenus sięgające na jej ciemną stronę dalej, aniżelimożna byłoby to wnioskować po tej fazie. To, co widzisz, to odbijające się w wenusjańskiejatmosferze światło słoneczne. Przeszło ono poza terminator na stronę, na której zapadła już noc.

Zamieszczane w rozmaitych publikacjach zdjęcia Wenus, na których widać charakterystyczneukłady chmur, zostały wykonane w świetle ultrafioletowym, w jakim tego typu formacje sąwidoczne. Światło ultrafioletowe jest pochłaniane przez ziemską atmosferę (niech żyjewarstwa ozonowa, która blokuje niebezpieczne promieniowanie!), nie obejrzysz więc w nimWenus. Zresztą tak czy owak, nie jesteś w stanie dostrzec tego światła, gdyż jest ono dlaludzkiego oka niewidzialne. Zdjęcia wykonane w świetle ultrafioletowym to dzieło teleskopówumieszczanych na pokładach satelitów i próbników wyniesionych w przestrzeń kosmicznąpoza ziemską atmosferę.

Rzadkim zjawiskiem, jakie można zaobserwować na Wenus, jest widoczna na ciemnej stronieplanety poświata. Poświata, nazywana światłem popielatym, to zazwyczaj rzeczywiste zjawisko,czasem bywa jednak wytworem wyobraźni obserwatora. Po kilku wiekach badań naukowcy

Polowanie na przejście WenusJednym z najrzadszych zjawisk na niebie jest przejście(tranzyt) Wenus, podczas którego planeta — maleńkiczarny krążek — przechodzi na tle ogromnej tarczysłonecznej.

Zjawisko możesz obserwować okiem nieuzbrojonym,nie wolno Ci jednak zapomnieć o zastosowaniu środ-ków bezpieczeństwa w postaci silnego filtra przeciw-słonecznego (więcej na ten temat przeczytasz w roz-dziale 10., w którym doradzam Ci, jak obserwowaćplamy na Słońcu). Pamiętaj jednak, że będziesz miałprawdopodobnie tylko jedną szansę: jeśli przegapiłeśostatni tranzyt Wenus 8 czerwca 2004 roku, następna

okazja nadarzy się 6 czerwca 2012. Jeśli z jakichśprzyczyn przeoczysz przejście i tym razem, zmuszonybędziesz czekać aż do…2117 roku.

Według informacji na stronie http://eclipse.gsfc.nasa.gov/transit/venus0412.html, zamieszczonych przez

specjalizującego się w przejściach planet naukowcai „łowcę zaćmień” z NASA Freda Espenaka, tranzytWenus w 2012 roku — w całości lub jego część —będzie widoczny niemal z całej kuli ziemskiej. O pechumogą mówić mieszkańcy Portugalii, południowejHiszpanii, zachodniej Afryki i 2/3 Ameryki Południowej— tam na obserwację przejścia nie ma co liczyć.

http://eclipse.gsfc.nasa


wciąż nie są w stanie dociec jego źródła, a niektórzy z nich wręcz negują jego istnienie. Jednakprzy odrobinie szczęścia jesteś je w stanie dostrzec i Ty. Wielu astronomów, obserwującychWenus przez swoje teleskopy, informuje o zauważeniu na niej innych tajemniczych zjawisk,lecz niemal wszystkie doniesienia okazują się fałszywe. Eksperymenty wykazały, iż dużą rolęw obserwacjach odgrywa czynnik natury psychologicznej: oglądając z dużej odległości białą,pozbawioną jakichkolwiek charakterystycznych elementów powierzchnię, jesteśmy skłonniprzypisywać jej nieistniejące cechy.

Mars zatacza pętlęMars to jasny obiekt koloru czerwonego, nie rzuca się już jednak w oczy tak jak Wenus. Miejzatem w pogotowiu mapę nieba, abyś nieopatrznie nie wziął za Czerwoną Planetę którejś z jasnychgwiazd koloru czerwonawego, jak choćby Antaresa (którego nazwa pochodzi z greki i oznacza„przeciwnika Marsa”) w gwiazdozbiorze Skorpiona.

Mars jest niezwykle wdzięcznym obiektem obserwacji: pojawiwszy się na nocnym niebie, jestna nim widoczny niemal przez całą resztę nocy, w odróżnieniu od Merkurego i Wenus, którebądź to zachodzą wkrótce po zachodzie Słońca, bądź wschodzą na chwilę przed jego wzejściem.Tymczasem zanim wyjdziesz na balkon, by obserwować Marsa, zdążysz jeszcze zjeść kolacjęi obejrzeć wieczorne wiadomości.

Już za pomocą niewielkiego teleskopu jesteś w stanie dostrzec co najmniej kilka charakterystycznychelementów (plam) na powierzchni Marsa. Najlepsze warunki do jego obserwacji panują, gdyznajduje się on w opozycji. Ma to miejsce zaledwie raz na 26 miesięcy, jednak wtedy możeszsycić oczy pysznym widokiem Czerwonej Planety przez okres nawet kilkudziesięciu dni.W czasie opozycji Mars jest najjaśniejszy i największy; z łatwością daje się dostrzec wieleszczegółów jego powierzchni.

Najbliższe opozycje Marsa:

29 stycznia 2010;

3 marca 2012;

8 kwietnia 2014;

22 maja 2016;

27 lipca 2018.

Nie przegap ich!

Podczas tzw. wielkiej opozycji Marsa, gdy Czerwona Planeta zbliży się do Ziemi na minimalnąodległość, a obserwowana przez teleskop osiąga największą jasność i wielkość, Mars znajdujesię na południe od równika niebieskiego. Wciąż jednak możesz go obserwować z umiarkowanychszerokości geograficznych na półkuli północnej.

Najłatwiejszą do wypatrzenia już przez niewielki teleskop formacją terenową na Marsiejest Syrtis Major, duży ciemny obszar rozciągający się od równika w kierunku północnym.Długość dnia na Marsie jest porównywalna z długością dnia ziemskiego i wynosi 24 godzinyi 37 minut. Jeśli więc rozsiądziesz się wygodnie i od czasu do czasu zerkniesz na Marsa przezteleskop, zobaczysz Syrtis Major przesuwającą się powoli wraz z całą planetą. Bardziej doświadczenii wyposażeni w silniejsze teleskopy obserwatorzy planet mogą dostrzec na powierzchni CzerwonejPlanety również jej lodowe czapy polarne i inne szczegóły.


Ruch wsteczny MarsaCiekawym i pouczającym zadaniem dla początkujących„łowców” planet jest sporządzenie mapy wędrówkiMarsa na tle gwiazdozbiorów nieba. Wszystko, czegobędziesz potrzebować, to Twoje oczy i mapa nieba.

Wyznacz pozycję Marsa wśród gwiazd i nanieś ją mięk-kim ołówkiem na mapę nieba. Jeśli swoje obserwacjebędziesz prowadzić systematycznie każdej bezchmur-nej nocy, po jakimś czasie na Twojej mapie pojawi sięwzór, nad którym głowili się najwięksi astronomowiestarożytnej Grecji i który doprowadził do powstaniawielu — jak się okazało w większości błędnych —skomplikowanych teorii i koncepcji.

Przez większość czasu obserwowany z Ziemi Marsporusza się w kierunku wschodnim, podobnie jak naszKsiężyc przemierzający szlak konstelacji w identycz-nym kierunku. Kłopot polega jednak na tym, że co jakiśczas Mars zmienia kierunek swojej kosmicznej wę-

drówki. Przez 2 – 3 miesiące (od 62 do 81 dni) podążaon na zachód, cofając się o 10 – 20º. Zatoczywszypętlę, Mars wraca jednak na stary szlak i znów kierujesię na wschód. Ten (pozorny) ruch wsteczny nazywa-ny jest przez astronomów retrogradacją.

Retrogradacja to bynajmniej nie efekt niezdecydowa-nia Marsa niewiedzącego, w którą stronę podążyć.Przyczyną tego zjawiska jest ruch obiegowy Ziemiwokół Słońca. Kreśląc szlak wędrówki Marsa na tlegwiazd, stoisz bowiem na Ziemi, która wykonuje jedenobieg wokół Słońca raz na 365 dni. Tymczasem Marsporusza się wolniej, okrążając naszą gwiazdę w czasie687 dni. W rezultacie — używając terminologii spor-towej — gdy Ziemia dubluje (mija) Marsa, krążąc poswoim wewnętrznym torze (orbicie), ten wydaje sięporuszać do tyłu względem punktów odniesienia, ja-kimi są odległe gwiazdy. W rzeczywistości jednakMars nieustannie posuwa się do przodu.

Zdjęcia powierzchni Marsa wykonane przez próbniki NASA oraz Kosmiczny TeleskopHubble’a są zbyt szczegółowe, abyś mógł posługiwać się nimi w roli drogowskazu w trakcieobserwacji amatorskim teleskopem. Potrzebujesz zwykłej mapy albedo Marsa z naniesionymina nią jasnymi i ciemnymi obszarami na powierzchni planety oraz ich nazwami. Tego typumapa obejmuje zazwyczaj i tak więcej detali, aniżeli przeciętny astronom-amator jest w staniedostrzec. To prawdziwe wyzwanie dla Twoich umiejętności obserwacyjnych. Mapy albedoMarsa znajdziesz w Norton’s Star Atlas and Reference Handbook (wspomniałem o nim w rozdziale 3.)lub na stronie internetowej planetarium Ralpha Aeschlimana: http://ralphaeschliman.com/mars/

Alb-lamasm.pdf. Polecam również A Traveler’s Guide to Mars (Workman Publishing), pozycjęnapisaną przez Williama K. Hartmanna, jednego z najwybitniejszych na świecie planetologów,z doskonałą mapą w postaci wyklejki.

Astronomowie oceniają warunki obserwacji na podstawie szeregu parametrów: ważny jest seeing,czyli stabilność atmosfery ponad teleskopem, przejrzystość (rozumiana jako brak zachmurzeniai mgieł) oraz ciemność nieba (brak zanieczyszczenia sztucznym światłem bądź światłem Księżycalub Słońca). Podczas obserwacji tak jasnych obiektów jak Mars najważniejszym czynnikiemjest dobry seeing, najmniej istotnym zaś ciemność nieba. Istnieje jednak relacja: im ciemniejszeniebo, tym stabilniejsza atmosfera, a im większa przezroczystość, tym bardziej rozkoszujesz sięobserwacją.

Dobry seeing oznacza, że gwiazdy nie migoczą zbyt silnie, a Ty możesz sięgnąć po silniejszyokular, który pozwoli Ci wydobyć więcej szczegółów z Marsa czy innej obserwowanejplanety. Gdy seeing nie jest najlepszy, obraz w teleskopie wygląda jak rozmazany i wydaje się„podskakiwać”. W tak niekorzystnych warunkach duże powiększenie okularu i tak nie zda sięna nic, powiększysz jedynie nieostry i rozedrgany obraz. Najlepiej sięgnąć wtedy po okularo niedużej sile powiększenia.

Istnieje, niestety, prawdopodobieństwo, że pomimo doskonałych warunków atmosferycznychi mającej właśnie miejsce opozycji Marsa zdarzy się katastrofa: okresowa burza pyłowa, obejmującaswoim zasięgiem całą planetę i skutecznie przesłaniająca wszystkie szczegóły na jej powierzchni.Zapomnij wtedy o widokach Marsa.

http://ralphaeschliman.com/mars/


Profesjonalni astronomowie korzystają nierzadko z wyników obserwacji swoich kolegów-amatorów. Pomagają oni monitorować Czerwoną Planetę, ustalać czasy rozpoczęcia burzpyłowych, raportują również o innych, wyraźnych zmianach wyglądu planety. Informacjena temat programu znajdziesz na stronie internetowej International Mars Watch 2003pod adresem http://elvis.rowan.edu/marswatch/news.php. Oczywiście przyjemnie jest widziećw teleskopie ostry jak brzytwa obraz Marsa, gdy jednak spłata Ci on figla, możesz przynajmniejliczyć na uznanie za odkrycie rozpoczynającej się właśnie burzy pyłowej. Bądź pewny,że naukowców ucieszy Twoje doniesienie.

Potrzeba doświadczenia, aby stać się wiarygodnym obserwatorem Czerwonej Planety. Fakt, żenie jesteś w stanie dostrzec żadnego szczegółu na powierzchni Marsa, nie oznacza koniecznie,że szaleje na nim potężna burza pyłowa. Przyzwyczajaj się do szczegółów na powierzchniMarsa. Tylko wtedy, gdy pewnej nocy nie dojrzysz na niej niczego, będziesz mógł stwierdzić,że jest to wina nie tyle Twojego niedoświadczenia, co zdarzeń mających właśnie miejsce naplanecie. Kieruj się mottem: „brak dowodów nie dowodzi jeszcze braku”. Być może w czasieTwojej pierwszej sesji obserwacyjnej nie dostrzeżesz żadnych szczegółów na powierzchniCzerwonej Planety, to jednak nie dowód, że winę za to ponosi burza pyłowa. Musisz wprawiaćsię i doskonalić swoje umiejętności obserwacyjne, tak samo jak smakosze i koneserzy win„trenują” swoje podniebienia.

Dla Twojej wiadomości: znane są jedynie dwa naturalne satelity Marsa: Phobos i Deimos.Są tak małe, że wypatrzyć można je tylko przy użyciu silniejszych teleskopów.

Merkury: bądź lepszy od KopernikaHistorycy utrzymują, że Mikołaj Kopernik, wielki polski astronom przełomu XV i XVIstulecia i twórca heliocentrycznej teorii Układu Słonecznego, nigdy nie widział Merkurego.

Musimy sobie jednak uzmysłowić, że Kopernik nie korzystał z całego szeregu znanychwspółcześnie udogodnień, takich jak programy komputerowe typu planetarium, stronyinternetowe poświęcone tematyce astronomicznej, i prasy astronomicznej (zajrzyj dorozdziału 2.). Jesteś w o wiele bardziej komfortowej sytuacji: jeśli chcesz ustalić najlepszy doobserwacji Merkurego czas, tj. moment jego maksymalnej zachodniej i wschodniej elongacji(co ma miejsce mniej więcej sześciokrotnie w ciągu roku; objaśnień tych terminów szukajwe wcześniejszym podrozdziale „Czym jest elongacja, koniunkcja i opozycja”), pomoc jestw zasięgu ręki.

Na umiarkowanej szerokości geograficznej (na której leży m.in. Polska) Merkurego zasadniczonie da się obserwować inaczej jak w półmroku. W momencie, gdy niebo po zachodzie Słońcawystarczająco się zaciemni, Merkury właśnie zachodzi. Z kolei rankiem nie da się go dostrzecinaczej niż w promieniach coraz wyraźniejszego świtu. Merkury przypomina jasną gwiazdę,od Wenus jest jednak znacznie słabszy.

Więcej przydatnych wiadomości na temat obserwacji Merkurego i innych planet znajdziesz nastronie internetowej Stowarzyszenia Obserwatorów Księżyca i Planet (ang. Association of Lunarand Planetary Observers — ALPO). Znajdują się tam sprawozdania i wyniki obserwacji nadsyłaneprzez astronomów-amatorów, znajdziesz tam również arkusze obserwacyjne, mapy, spisypublikacji i wiele interesujących artykułów. Być może ucieszy Cię, że wielu członkówStowarzyszenia o wiele bardziej optymistycznie niż ja podchodzi do kwestii tego, co możnazobaczyć za pomocą niewielkich teleskopów. Dlaczegóż więc, parafrazując słynny sloganamerykańskiej armii („bądź wszystkim, czym możesz być”), nie spróbować „zobaczyć wszystkiego,co można zobaczyć”? Strona ALPO jest dostępna pod adresem http://alpo-astronomy.org.

http://elvis.rowan.edu/marswatch/news.php

http://alpo-astronomy.org


Zapraszamy na pokład — tranzyt MerkuregoMerkury, podobnie jak Wenus, przechodzi od czasu doczasu na tle Słońca. Widzimy go wtedy jako maleńkąplamkę przemierzającą powoli ogromny słonecznydysk. Oglądając przejście Merkurego przez teleskop,powinno się stosować środki bezpieczeństwa właściwedla obserwacji Słońca (więcej na ten temat w roz-dziale 10.). Najbliższe dwa przejścia Merkurego będą

mieć miejsce odpowiednio 9 maja 2016 roku i 11 li-stopada 2019 roku. W zależności od Twojego miejscazamieszkania być może będziesz musiał wybrać sięw podróż, aby je zobaczyć. Ponieważ jednak jest to zjawi-sko widoczne z dużej części naszego globu, może oka-zać się to niepotrzebne.

Merkury — coś dla rannych ptaszkówPomimo iż Merkury jest o wiele mniejszy niż Wenus, za pomocą amatorskiego teleskopumożna bez większych trudności dostrzec jego fazy. Najlepszy czas na ich obserwację to moment,gdy Merkury znajdzie się w elongacji zachodniej i jest widoczny w porannym półmroku.Tuż nad linią horyzontu seeing — stabilność atmosfery — jest niemal zawsze lepszy po stroniewschodniej tuż przed świtem aniżeli po stronie zachodniej krótko po zachodzie Słońca,rankiem możesz więc spodziewać się w teleskopie o wiele wyraźniejszego, ostrzejszegoobrazu. Daty elongacji znajdziesz zarówno w standardowych przewodnikach, takich jakceniony wśród miłośników nocnego nieba Observers’s Handbook (coroczna publikacjawydawana przez Królewskie Towarzystwo Astronomiczne Kanady, www.rasc.ca), KalendarzuAstronomicznym (publikowanym co roku przez Universal Workshop, www.universalworkshop.com),jak i w prasie astronomicznej i na stronach internetowych poszczególnych magazynów (zajrzyjdo rozdziału 2.).

Powinieneś wyszukać miejsce z niezasłoniętą wschodnią stroną horyzontu, gdyż Merkurytylko nieznacznie wznosi się ponad jego linię. Jeśli odszukanie planety okiem nieuzbrojonymsprawia Ci trudności, posłuż się niezbyt silną lornetką, którą „przeczeszesz” interesującą Cię częśćnieba. A jeśli posiadasz teleskop sterowany automatycznie, z wpisaną bazą danych, wystarczy,że wydasz polecenie „Merkury”, a urządzenie samo odnajdzie interesujący Cię obiekt.

Zapomnij o widokachDostrzeżenie szczegółów powierzchni Merkurego amatorskim teleskopem (i jakimkolwiekinnym na Ziemi) jest skrajnie trudne. Maksymalna wielkość obserwowana planety, notowanaw czasie największej elongacji, wynosi zaledwie 6 do 8 sekund kątowych (więcej szczegółówznajdziesz w zakładce „Zaczekaj minutkę (kątową)”.

Niektórzy doświadczeni astronomowie obserwatorzy raportują o zauważeniu na powierzchniMerkurego określonych formacji terenowych, jednak tego typu doniesienia nie mają żadnejwartości praktycznej. O jakości tego typu obserwacji świadczą dawne „mapy” terenowe Merkurego,sporządzone przez kilku znanych astronomów. W oparciu o ich szkice i naniesione napowierzchnię planety „plamy” późniejsi obserwatorzy próbowali zmierzyć okres obrotuMerkurego wokół własnej osi. Na podstawie wizualnych obserwacji stwierdzono, że merkuriański„dzień” jest równy „rokowi” (okresowi obiegu wokół Słońca) i wynosi 88 dni ziemskich.Obliczenia okazały się nietrafione. Późniejsze pomiary przy użyciu radaru dowiodły, żeMerkury obraca się raz na 59 ziemskich dni.

Nie zmienia to jednak faktu, że gdy nauczysz się odszukiwać Merkurego nieuzbrojonymokiem, a następnie zbadasz jego fazy swoim teleskopem, zdystansujesz samego Kopernika!

http://www.rasc.ca

http://www.universalworkshop.com


Wielbiciele Merkurego wstają ranoPrzyczyna, dla której seeing w pobliżu horyzontu jestlepszy przed świtem aniżeli po zachodzie Słońca, jestprosta: Ziemia, nagrzewana przez cały dzień promieniamiSłońca, zaczynia po jego zachodzie oddawać ciepło. Spo-glądając na rejony nieba położone nisko nad linią hory-zontu, „przedzierasz” się przez wywołujące turbulencje

prądy ciepłego powietrza unoszące się z powierzchniZiemi. Tymczasem rankiem, po całej nocy, Ziemia zdą-żyła się już wychłodzić i warstwy powietrza są jużustabilizowane. Potrzeba kilku godzin, aby wschodzą-ce Słońce nagrzało powierzchnię Ziemi, ponownie za-burzając seeing.

Rozdział 7

Pas planetoidi obiekty bliskie Ziemi

W tym rozdziale:► Podstawowe wiadomości na temat asteroid.► Ryzyko kolizji z asteroidą — czy zagrożenie jest realne?► Obserwujemy asteroidy na nocnym niebie.

steroidy (planetoidy) to olbrzymie bryły skalne krążące wokół Słońca. Znaczna ich większośćznajduje się w bezpiecznej odległości, daleko za orbitą Marsa, w rejonie Układu

Słonecznego zwanym pasem planetoid, są jednak i takie, których orbity zbliżają się do orbityZiemi, a niekiedy nawet ją przecinają. Wielu naukowców uważa, że przyczyną wyginięciadinozaurów i wielu gatunków innych prehistorycznych zwierząt była kolizja Ziemi z asteroidą,do jakiej doszło 65 milionów lat temu.

W tym rozdziale zaznajomię Cię bliżej z tymi wielkimi skałami i wyjaśnię, w jaki sposóbnajlepiej je obserwować. Jeśli zaś boisz się zderzenia którejś z nich z Ziemią, postaram sięrozproszyć Twoje obawy; opowiem Ci więcej na temat badań naukowych, których celemjest wyeliminowanie takiego zagrożenia.

Krótki wypad na pas planetoidAstronomowie, którzy jako pierwsi zaczęli odkrywać asteroidy, sądzili, że mają do czynieniaz planetami. Stąd też pochodzi inna nazwa asteroid — planetka lub planetoida. Dziś wiemy, żeasteroidy to pozostałości po formowaniu się Układu Słonecznego: to bryły skalne, które nigdynie połączyły się z innymi, tracąc tym samym szanse na przeobrażenie się w planetę. Niektórez nich (np. Ida) mają nawet swoje księżyce (zobacz rysunek 7.1). Asteroidy, podobnie jak skałyziemskie, są zbudowane z krzemianów, metali — głównie żelaza i niklu, niektóre z nich mogązawierać również węgiel lub jego związki.

Jedyna definicja, jakiej do tej pory doczekały się asteroidy, brzmi, że jest to niewielkichrozmiarów ciało niebieskie zbudowane z żelaza i skał. To dość pojemna definicja obejmującarównież meteoroidy. Największe meteoroidy i najmniejsze asteroidy zasadniczo są więc niedo odróżnienia.

A


Rysunek 7.1.Planetoida Ida

ma swojegowłasnego sate-litę — Daktyla

Większość znanych nam współcześnie asteroid znajduje się na rozległym, skupionymwokół Słońca obszarze pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, noszącym nazwę pasa planetoid.Wchodzące w jego skład obiekty znacznie różnią się od siebie rozmiarami: począwszy odwielkich asteroid, takich jak licząca 934 kilometry średnicy Ceres1, do dużych meteoroidówbędących właściwie fragmentami planetoid (zobacz rozdział 4.). Orbitująca w przestrzenikosmicznej skała wielkości głazu to albo bardzo mała asteroida, albo bardzo duży meteoroid— ocena należy do Ciebie.

W tabeli 7.1. wyszczególniłem cztery największe obiekty w pasie planetoid. Dwa największe— Ceres i Pallas — znajdują się niemal w takiej samej odległości od Słońca, orbita Pallas jestjednak bardziej eliptyczna.

Tabela 7.1. „Wielka Czwórka” pasa planetoid

Nazwa planetoidy Średnica w km Średnia odległość od Słońca (w j.a.)

Ceres 934 2,77

Pallas 526 2,77

Vesta 510 2,36

Hygiea 408 3,14

Na 2 lutego 2010 roku znanych jest 491 741 planetoid, spośród których własnej nazwy doczekałosię 15 524 obiektów, spośród których własnej nazwy doczekało się 14 807 obiektów (w tym jeden,który Międzynarodowa Unia Astronomiczna była łaskawa nazwać moim imieniem). Większość znich została odkryta w ostatnich latach przez specjalnie w tym celu zaprojektowane automatyczneteleskopy, odkryciami — dokonanymi przy użyciu aparatów fotograficznych zamontowanychna lunetach — mogą jednak pochwalić się również doświadczeni astronomowie amatorzy.

Największe spośród planetoid, takie jak Ceres czy Vesta, możesz bez większych trudnościwypatrzyć już przez niewielki teleskop (więcej informacji na temat obserwacji asteroidznajdziesz w podrozdziale „W poszukiwaniu małych świetlnych punktów” w dalszej częścirozdziału).

Ceres i Vesta są na tyle duże, że pod wpływem własnej grawitacji uformowały się w kule.Małe planetoidy mają zazwyczaj nieregularny kształt przypominający ziemniaka (zobaczrysunek 7.2) i wyglądają nierzadko tak, jak gdyby na ich powierzchni miał miejsce wybuch.

1 Od roku 2006 Ceres jest też zaliczana do nowej kategorii ciał Układu Słonecznego, tzw. planet karłowatych(uwaga: wbrew nazwie nie są to planety) — przyp. tłum.

Rozdział 7: Pas planetoid i obiekty bliskie Ziemi 129

Rysunek 7.2.Niektóre plane-

toidy przypo-minają wielkie

ziemniaki

Tak też było w rzeczywistości. Asteroidy zgrupowane na wspomnianym obszarze nieustanniezderzają się i odbijają od siebie, wybijając kratery uderzeniowe i odłupując od siebie mniejszebądź większe fragmenty. Te o większych rozmiarach stają się małymi asteroidami, mniejszezaś odlatują w kosmos jako meteoroidy pochodzenia planetoidalnego.

Co jakiś czas małe asteroidy (lub jak kto woli duże meteoroidy) uderzają w powierzchnięZiemi (więcej na ten temat przeczytasz w kolejnym podrozdziale). Niezliczone kraterypo uderzeniach asteroid (i komet) znaleźć można również na Księżycu.

Kratery pokrywają również i asteroidy, jednak ze względu na małe rozmiary tych ciał wypatrzenieich przez teleskop jest niezwykle trudne. W przypadku większości teleskopów asteroidy tozaledwie niewielkie, przypominające gwiazdy punkty świetlne na niebie. Krater na Veście możeszobejrzeć na animacji wykonanej ze zdjęć planetoidy przesłanych przez Kosmiczny TeleskopHubble’a. Znajdziesz ją na stronie internetowej http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/

1997/27/video/a/.

Obiekty bliskie Ziemi — czy są groźne?Nie wszystkie asteroidy orbitują wokół Słońca w bezpiecznej dla nas odległości, skryte dalekoza Marsem. Tysiące planetoid krąży po orbitach przecinających orbitę Ziemi bądź przebiegającychw jej pobliżu. Astronomowie używają na ich określenie nazwy obiekty bliskie Ziemi (ang. NearEarth Objects, NEO). Według stanu z 3 września 2009 roku 1068 z nich zostało sklasyfikowane jakopotencjalnie niebezpieczne planetoidy (ang. Potentially Hazardous Asteroids, PHA). Pewnego dniaktóryś z tych niepożądanych gości może zawitać niebezpiecznie blisko w sąsiedztwo Ziemi,a nawet się z nią zderzyć. Ośrodek Minor Planet Center (MPC) przy Międzynarodowej UniiAstronomicznej prowadzi regularnie uaktualniane wykazy potencjalnie niebezpiecznychplanetoid, a liczne obserwatoria na całym świecie przeczesują niebo, wypatrując kosmicznychintruzów.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/


Na stronie internetowej MPC (http://www.cfa.harvard.edu/iau/mpc.html) znajdziesz mnóstwoinformacji przydatnych zarówno dla amatorów, jak i profesjonalistów, w tym aktualizowanecodziennie mapy wewnętrznej i zewnętrznej części Układu Słonecznego, ilustrujące położenieplanet i licznych planetoid.

Obecnie żaden ze znanych obiektów w przestrzeni kosmicznej nie stanowi realnego zagrożeniadla naszej planety. Zwolennicy teorii spiskowych są jednak przekonani, że nawet gdyby w kierunkuZiemi pędziła śmiercionośna asteroida, astronomowie i tak nie poinformowaliby nas o tym.Spójrzmy jednak prawdzie w oczy: czy gdybym wiedział, że Ziemia jest w śmiertelnymniebezpieczeństwie, zarywałbym noce, pisząc ten rozdział? Nie! Wolałbym uporządkowaćswoje sprawy i wyjechać nad morza południowe!

W roku 1998 na ekrany amerykańskich kin weszły dwa filmy katastroficzne. Zrealizowanew Hollywood, znane w Polsce jako Armagedon i Dzień zagłady w sensacyjny, szokujący sposóbuzmysłowiają widzom, jakie mogłyby być konsekwencje zderzenia Ziemi z asteroidą.Inspiracją dla szeregu tego rodzaju filmów jest szeroko rozpowszechniona teoria o uderzeniuw Ziemię szerokiej na 10 kilometrów asteroidy, do jakiego miało dojść około 65 milionów lattemu. Pozostałością po „kosmicznej” kolizji jest krater Chixculub, zagłębienie o 180-kilometrowejśrednicy, rozciągające się na półwyspie Jukatan i częściowo pod wodami Zatoki Meksykańskiej.W mniemaniu niektórych katastrofa, jaka miała wtedy miejsce, doprowadziła do wyginięciadinozaurów (w najlepszym razie nie wyszła im zbytnio na dobre; jeśli chcesz zobaczyć dziś„żywego” dinozaura, najlepszym rozwiązaniem wydaje się wypożyczenie Parku jurajskiegoStevena Spielberga).

Działanie czynników atmosferycznych i procesów geologicznych (ruchy górotwórcze, erozja,wulkanizm) doprowadziło do zatarcia i zniszczenia większości kraterów uderzeniowych nanaszej planecie. W bazie danych kraterów uderzeniowych (Earth Impact Database) prowadzonejprzez University of New Brunswick znaleźć można zdjęcia ponad 170 jeszcze istniejących.Zajrzyj na stronę internetową http://www.unb.ca/passc/ImpactDatabase/.

Słynny Meteor Crater (który powinien nazywać się raczej Meteoroid Crater albo AsteroidCrater) niedaleko Flagstaff w północnej Arizonie to „dzieło” stosunkowo niedużej planetoidy.Warto się tam wybrać, gdyż jest to najlepiej zachowany krater uderzeniowy na Ziemi.

W marcu 1998 roku świat zelektryzowała wiadomość o możliwości zderzenia się nowoodkrytego NEO (obiektu bliskiego Ziemi) z naszą planetą, do jakiego miałoby dojść w roku2028. Wystarczył dzień dodatkowych obserwacji, aby astronomowie jednoznacznie wykluczyliprawdopodobieństwo przecięcia się orbit obu obiektów. Część ekspertów w ogóle wykluczyła,jakoby choć przez chwilę istniało jakiekolwiek niebezpieczeństwo. Co w przypadku ekspertówakurat nie dziwi.

Obecnie Ziemia jest bezpieczna, jednak nie można wykluczyć, że pewnego dnia naukowcywypatrzą obiekt na torze kolizyjnym z naszą planetą. Dlatego też opracowywane są scenariuszedziałania w takiej sytuacji.

Gdy nadejdzie ta chwila: przesuwamy asteroidęNiektórzy naukowcy forsują pomysł zbudowania potężnej rakiety z ładunkiem nuklearnym,która — wystrzelona w kierunku zmierzającej ku Ziemi śmiercionośnej asteroidy — zniszczyłabyją, neutralizując tym samym grożące nam niebezpieczeństwo. Jeśli jednak wysadzimy asteroidępędzącą ku Ziemi, może się okazać, że efekt będzie odwrotny do zamierzonego. Mogłoby toprzypominać scenę, jaką znamy z kreskówki Fantazja Walta Disneya, w której Myszka Miki

http://www.cfa.harvard.edu/iau/mpc.html

http://www.unb.ca/passc/ImpactDatabase/


— uczeń czarnoksiężnika — rozbija w drzazgi niesłuchającą poleceń zaczarowaną miotłę,nieustannie donoszącą coraz to nowe kubły wody. Z jej kawałków powstaje cała armia mioteł,z których każda zaczyna przynosić wiadra z wodą.

Jeśli zdecydujemy się zniszczyć asteroidę przy użyciu ładunku jądrowego, zamiast jednejwielkiej bryły skalnej pędzącej ku Ziemi tym samym śmiercionośnym torem podąży rójmniejszych odłamków, z których niszczącą mocą rażenia nie mogłyby się równać wszystkiebomby Pentagonu razem wzięte. Lepszym rozwiązaniem wydaje się użycie broni nuklearnej(lub jakiejkolwiek innej) w celu jedynie zakłócenia ruchu feralnej asteroidy — tak, by punktprzecięcia się orbit obu ciał osiągnęła w momencie, w którym Ziemia jeszcze do niego niedotarła, bądź zdążyła się już od niego oddalić. Uff!

Zasadniczy problem, jaki wiąże się z tego typu przedsięwzięciem, polega na tym, iż naukowcynie mają pojęcia, jakiej mocy należałoby użyć. Nie chcemy rozłupać asteroidy, ponieważ jednakjej mechaniczna siła jest dla nas zagadką, nie wiemy też, z jaką siłą należałoby ją uderzyć.Zagrażająca nam planetoida może być zbudowana zarówno z litej skały, jak i kruchegomateriału. Bywają i takie, które złożone są w większości z twardego metalu. Jeśli nie znamyprzeciwnika, atakując go w niewłaściwy sposób, możemy wyrządzić sobie samym jeszczewiększe szkody.

We wspomnianej przed chwilą Fantazji to sam czarnoksiężnik musiał zdjąć czar z zaklętychmioteł. My, mieszkańcy Ziemi, nie mamy aż tak komfortowej sytuacji: nie znamy zaklęcia,które sprawiłoby, że zagrażająca nam asteroida zniknie. Potrzebujemy zatem pewnych,wiarygodnych informacji, w oparciu o które zbudujemy system chroniący Ziemię przedzagrożeniem z zewnątrz.

Zawczasu ostrzeżony na czas uzbrojony:badamy obiekty bliskie ZiemiAstronomowie opracowali plan, który pomoże nam zbudować system ochrony Ziemi przedzdradzieckimi asteroidami:

1. Należy sporządzić spis wszystkich obiektów blisko Ziemi (NEO), aby miećpewność, że zlokalizowaliśmy każdy blok skalny mierzący kilometr lub więcejśrednicy, znajdujący się w naszym rejonie Układu Słonecznego.

NEO o wymienionych rozmiarach to potencjalnie niebezpieczne planetoidy (PHA)— wystarczy, że ich orbita znajdzie się w pobliżu orbity Ziemi.

2. Należy śledzić te obiekty i na bieżąco wyliczać tory ich orbit, aby oszacowaćryzyko potencjalnego zderzenia z Ziemią w przewidywalnej przyszłości.

3. Należy zgłębiać właściwości fizyczne asteroid, by dowiedzieć się o nich jaknajwięcej.

Np. prowadzić obserwacje teleskopowe dla ustalenia rodzaju skały lub metalu, z jakiegosą zbudowane.

4. Po sporządzeniu przez astronomów szczegółowej analizy zagrożenia zespółinżynieryjny może wysłać misję, która je wyeliminuje.

W wielu miejscach w przestrzeni kosmicznej rozmieszczone zostały specjalnie zaprojektowaneteleskopy, których zadaniem jest odnajdywanie nowych, niesklasyfikowanych jeszcze asteroid.Na ich stronach internetowych możesz zapoznać się z najnowszymi odkryciami. Dwanajważniejsze tego typu projekty to:


Realizowany przez Siły Powietrze Stanów Zjednoczonych Projekt PoszukiwawczyPlanetoid Bliskich Ziemi im. Lincolna (ang. Lincoln Near-Earth Asteroid Research,LINEAR). Siedziba projektu mieści się w White Sands w Nowym Meksyku.Więcej szczegółów na stronie http://www.ll.mit.edu/mission/space/linear/.

Projekt Śledzenia Planetoid Bliskich Ziemi (Near-Earth Asteroid Tracking, NEAT)NASA, realizowany za pomocą obserwatoriów na Mt. Palomar oraz Maui SpaceSurveillance Site na Hawajach. Stronę internetową projektu znajdziesz pod adresemhttp://neat.jpl.nasa.gov/.

Spaceguard Foundation, prywatna organizacja, również postawiła sobie za cel ochronę Ziemiprzed zabójczymi asteroidami. Mam jednak wrażenie, że porwała się na coś, co ją przerasta —wystarczająco trudnym wyzwaniem jest już ochrona wielorybów czy puszczyków plamistych,nie mówiąc o ratowaniu całej planety. Pomimo tego przyjrzyj się dokonaniom organizacji nastronie http://www.cfa.harvard.edu/~marsden/SGF/.

Spis potencjalnie niebezpiecznych planetoid można znaleźć na stronie Minor Planet Centerhttp://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Dangerous.html. Prawdopodobnie zaledwie kilka z nich (jeśliw ogóle) ma więcej niż 15 kilometrów średnicy. Wystarczy jednak wyobrazić sobie, że skałao średnicy kilku kilometrów, uderzająca w powierzchnię Ziemi z prędkością 11 kilometrówna sekundę, spowodowałaby o wiele większą katastrofę aniżeli jednoczesna detonacja całegozgromadzonego na Ziemi arsenału nuklearnego. Byłby to zarazem jeden z niewielu przypadków,kiedy astronomii nie dałoby się nazwać wesołą.

W poszukiwaniu małych świetlnych punktówPoszukiwanie asteroid przypomina wypatrywanie komet (zajrzyj do rozdziału 4.), różnicapolega na tym, że zamiast rozmazanych plam poszukiwać będziesz niewielkich punktówświatła, przypominających gwiazdy. W odróżnieniu od nich asteroida w sposób zauważalnyprzesuwa się z godziny na godzinę (lub z nocy na noc) na tle gwiazd.

Największe asteroidy, takie jak Ceres czy Vesta, możesz wyśledzić już za pomocą niewielkiegoteleskopu. W magazynach astronomicznych znajdziesz artykuły i mapy nieba, które pozwoląCi z wyprzedzeniem zaplanować sesję obserwacyjną (choć prawdą jest, że nie sposób przewidziećnajodpowiedniejszej pory do obserwacji planetoid). Również większość dobrych programówtypu planetarium wskazuje lokalizację asteroid (więcej informacji na temat czasopismastronomicznych i programów typu planetarium znajdziesz w rozdziale 2.; na temat teleskopów— w rozdziale 3.).

Zanim jednak przystąpisz do systematycznego poszukiwania nieznanych, „nowych” planetoid,konieczne będzie kilka lat doświadczeń i wykształcenie pewnych umiejętności. Zaawansowaniastronomowie amatorzy „polują” na asteroidy za pomocą aparatów fotograficznychzamontowanych na teleskopach. Dzięki nim wykonują serię zdjęć wybranego wycinka nieba,leżącego zazwyczaj w kierunku przeciwnym do Słońca (skrytego naturalnie za liniąhoryzontu). Porównując kolejne ujęcia, są w stanie stwierdzić, czy któryś z gwiazdopodobnychobiektów zmienił swoje położenie. To prawdopodobnie asteroida.

Początkującym „łowcom” planetoid polecam obserwacje okultacji. Okultacja, zwana inaczejzakryciem, to rodzaj zaćmienia mający miejsce w momencie przejścia poruszającego się w UkładzieSłonecznym obiektu na tle gwiazdy. Obiektem odpowiedzialnym za zakrycie może byćziemski Księżyc (mówimy wtedy o zakryciu księżycowym), księżyc innej planety (zakrycie

http://www.ll.mit.edu/mission/space/linear/

http://neat.jpl.nasa.gov/

http://www.cfa.harvard.edu/~marsden/SGF/

http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Dangerous.html


księżycowo-planetarne), asteroidy (zakrycie asteroidalne) lub planeta (zakrycie planetarne).Okultację mogą spowodować również pierścienie planety lub komety. Nie spodziewaj sięjednak kosmicznych fajerwerków: jedyne, co zobaczysz, to krótkotrwałe zniknięcie gwiazdy.

W kolejnym podrozdziale opowiem Ci, w jakim celu wyznaczać czasy zakryć asteroidalnychi jak je obserwować.

Wyznaczamy moment zakrycia planetoidalnegoMożesz cieszyć się obserwacją zakrycia asteroidalnego również i bez zagłębiania się w gąszczskomplikowanych danych, jakaż to jednak byłaby strata jedynej w swoim rodzaju okazji!Parametry zakrycia różnią się w zależności od miejsca obserwacji: ta sama okultacja możew jednym miejscu na Ziemi trwać dłużej aniżeli w innym, z kolei jeszcze w innym może byćw ogóle niewidoczna. Innymi słowy, Ty w swojej lokalizacji widzisz zaćmienie gwiazdy, podczasgdy obserwator w innym miejscu nie ma tej okazji. Dane zakryciowe to dla astronomówźródło precyzyjnych informacji na temat wielu obiektów w kosmosie. Dla przykładu: analizując je,możemy odkryć, że obiekt, który do tej pory wydawał się być zwykłą gwiazdą, jest w rzeczywistościgwiazdą podwójną (dwie gwiazdy krążące wokół wspólnego środka masy; więcej szczegółów natemat gwiazd podwójnych znajdziesz w rozdziale 11.).

Jeśli chcesz, aby Twoje obserwacje miały wartość naukową i zostały wykorzystane przezspecjalistów, powinieneś oznaczyć dokładny czas, jak i miejsce (długość i szerokość geograficznąoraz wysokość), w którym obserwowałeś zakrycie. Dawniej astronomowie ustalali miejsceobserwacji, sczytując je z map topograficznych. W dzisiejszych czasach jest to o wiele prostsze— jeśli prowadzicie obserwacje w grupie, ktoś z Was z pewnością będzie miał przy sobie odbiorniksystemu nawigacji satelitarnej (GPS), używany m.in. przez pilotów łodzi i prywatnychsamolotów.

Wyniki swoich obserwacji możesz przesłać do Międzynarodowego Towarzystwa RejestracjiMomentów Zakryć (International Occultation Timing Association, IOTA). Zajrzyj na jego stronęinternetową pod adresem www.lunar-occultations.com/iota/iotandx.htm, na której znajdzieszformularz sprawozdania z zakrycia asteroidalnego. Wypełnij go i prześlij online. Strona jestregularnie uaktualniana — znajdziesz tam najświeższe informacje i zapowiedzi zakryć,zarówno asteroidalnych, jak i spowodowanych przez inne obiekty.

I Ty możesz pomócZakrycia asteroidalne to dla astronomów o wiele większe wyzwanie aniżeli np. księżycowe,gdyż naukowcy zazwyczaj nie są w stanie precyzyjnie wyznaczyć czasu ich wystąpienia.Astronomowie zajmują pozycje obserwacyjne usytuowane na wąskich pasach zakrycia, gdzie— według przewidywań — zjawisko będzie widoczne (analogicznie jak w przypadku zaćmieńSłońca, obserwowanych jedynie z niewielkich pasów zaćmienia). Ponieważ jednak rozmiary,kształty asteroid i tory ich orbit nie są dostatecznie zbadane, prognozy bywają często nietrafione.Jak wspomniałem, zakrycia są widoczne jedynie z określonych miejsc na kuli ziemskiej,profesjonalni astronomowie chętnie korzystają więc z pomocy ochotników, którzy monitorująprzebieg okultacji rozsiani w wielu miejscach. Obserwacje przeprowadzane przez amatorówpomagają w ustaleniu rozmiarów i kształtów asteroid zakrywających gwiazdę. Również i Tymożesz dołączyć do tego grona entuzjastów. Skontaktuj się z IOTA poprzez formularz nastronie www.lunar-occultations.com/iota/iotandx.htm.

http://www.lunar-occultations.com/iota/iotandx.htm

http://www.lunar-occultations.com/iota/iotandx.htm


Możesz też skontaktować się z Sekcją Obserwacji Pozycji i Zakryć Polskiego TowarzystwaMiłośników Astronomii, która ma siedzibę w Łodzi. Adres jej witryny internetowej towww.sopiz-ptma.astronomia.pl.

Specjaliści z IOTA zalecają, abyś swoje obserwacje rozpoczął z kimś bardziej zaawansowanym,kto wtajemniczy Cię w arkana. Założę się, że gdy już je poznasz, wszystko, co do joty, sprawiać Cibędzie wielką satysfakcję.

http://www.sopiz-ptma.astronomia.pl

Rozdział 8

Jowisz i Saturn: wielkie kule gazuW tym rozdziale:► Budowa gazowych planet-olbrzymów.► Wypatrujemy Wielkiej Czerwonej Plamy i księżyców Jowisza.► Obserwujemy pierścienie i satelity Saturna.

owisz i Saturn, leżące poza orbitą Marsa i pasem planetoid, doskonale nadają się doobserwacji za pomocą zwykłego, amatorskiego teleskopu, a co najważniejsze, co najmniej

jedna z tych planet zawsze znajduje się w pozycji dogodnej dla potencjalnych obserwatorów.Cztery wielkie księżyce Jowisza i słynne pierścienie Saturna to obiekty, jakie zazwyczajprezentują młodzi miłośnicy astronomii, chcący pochwalić się bliskim i przyjaciołom swoimpasjonującym hobby — astronomią. Równie fascynujące są fakty na temat tych olbrzymówi ich satelitów. W tym rozdziale opiszę Ci wspaniałości, którymi będziesz mógł sycić oczy zasprawą swojego teleskopu, podam Ci również podstawowe wiadomości na temat tych dwóchnajwiększych planet naszego Układu Słonecznego.

Ciśnienie rośnie— wyprawa do wnętrza Jowisza i Saturna

Jowisz i Saturn są niczym hot-dogi z niedozwolonymi barwnikami. Doskonale wiemy, z czegozrobiona jest parówka, cały szkopuł tkwi w dodatkach. To, co widzisz na zdjęciach Jowiszai Saturna wykonanych za pomocą teleskopów, to chmury złożone z zestalonego amoniaku,lodu wodnego (podobnie jak ziemskie chmury typu cirrus) oraz związku chemicznegozwanego wodorosiarczkiem amonu. W skład tej mieszanki wchodzą również prawdopodobniecząsteczki wody. Nie należy jednak oceniać całości po opakowaniu — chmury złożone są ześladowych ilości wspomnianych substancji. Jowisz i Saturn — podobnie jak Słońce — to bowiemprzede wszystkim wodór i hel. Ponadto, pomimo licznych teorii, naukowcom nie udało się jakdo tej pory ustalić, co sprawia, że jowiszowa Wielka Czerwona Plama ma taki, a nie inny kolor,ani przyczyn, dla których część chmur okrywających obie te planety ma odcień złamanej bieli.

Jowisz i Saturn są największymi planetami spośród czwórki gazowych planet-olbrzymów(pozostałe dwie to Uran i Neptun). Jowisz przewyższa masą Ziemię 318-krotnie, masaSaturna jest większa od masy naszej planety około 95 razy. Pole grawitacyjne wytwarzaneprzez każdą z obu planet jest ogromne, podobnie jak ciśnienie w ich wnętrzu, potęgowanemasą naciskających na siebie kolejnych warstw planety. Lądowanie na Jowiszu lub Saturniebyłoby niczym zanurzenie się w głębokim morzu: im niżej schodzisz, tym ciśnienie jest większe.Jednak w odróżnieniu od morza temperatura rośnie tam wraz ze wzrostem głębokości.Nawet nie myśl o nurkowaniu w tym „oceanie”.

J


W górnych warstwach atmosfery, które astronomowie są w stanie obserwować (tj. w pokładziechmur), temperatura spada do –149ºC na Jowiszu oraz do –178ºC na Saturnie. Wraz z głębokościązaczyna wzrastać ciśnienie. 10 tysięcy kilometrów poniżej chmur niewyobrażalne dla nasciśnienie jest milion razy większe niż ziemskie ciśnienie barometryczne mierzone na poziomiemorza, a temperatura sięga temperatury powierzchni Słońca! Jednak to nie wszystko. Gęstośćwodoru na dnie gazowego oceanu jest o wiele większa niż na powierzchni naszej gwiazdy.Wodór poddany jest tam tak ogromnemu ciśnieniu, że nabiera właściwości metalu. Wirująceprądy ciekłego, metalicznego wodoru wytwarzają na Jowiszu i Saturnie pola magnetyczne,których zasięg rozciąga się daleko w przestrzeń kosmiczną.

Jowisz i Saturn świecą intensywnie w świetle podczerwonym, co świadczy o dużej ilościemitowanego przez nie ciepła: obie planety wypromieniowują go niemal tyle samo, ilepobierają ze Słońca (Ziemia, dla odmiany, czerpie ze Słońca prawie całą swoją energię).Unoszące się z wnętrza planety ciepło zderza się z energią niesioną przez promieniesłoneczne, wytwarzając w rezultacie prądy strumieniowe, wiry, zapoczątkowując huraganyi innego rodzaju zjawiska atmosferyczne, które nieustannie przeobrażają oblicze obu planet.

Jowisz — niedoszła gwiazdaMasa Jowisza wynosi około 1/1000 masy Słońca. Niektórzy naukowcy nazywają go „niedoszłągwiazdą”: wystarczyłoby bowiem, żeby jego masa była 80 – 90 razy większa, a temperaturai ciśnienie w jego wnętrzu osiągnęłyby wartość pozwalającą na zainicjowanie i podtrzymaniereakcji termojądrowej. Jowisz zacząłby świecić własnym światłem, przekształcając się w gwiazdę!

Średnica Jowisza wynosi około 143 tysięcy kilometrów. Gazowy olbrzym obraca się wokółwłasnej osi ze zdumiewającą prędkością, wykonując pełny obrót w ciągu 9 godzin, 55 minuti 30 sekund. Rotacja Jowisza jest tak szybka, że planeta na równiku nieco się „rozciąga”, a nabiegunach „spłaszcza”. Przy dobrej przejrzystości powietrza nie powinieneś mieć trudnościz dostrzeżeniem zauważalnie spłaszczonego kształtu Jowisza.

Niezwykle szybki ruch wirowy Jowisza przyczynia się do powstania stale zmieniających swójkształt pasm chmur, układających się równolegle do równika planety. To, co widzimy, oglądającJowisza przez teleskop, to w rzeczywistości jedynie górna warstwa chmur. W zależności odwarunków obserwacyjnych, rozmiarów i parametrów Twojego teleskopu, jak i warunkówpanujących w danym momencie na samym Jowiszu można dostrzec od jednego do aż dwudziestupasm chmur (zobacz rysunek 8.1).

Ciemniejsze pasma na powierzchni Jowisza są nazywane pasami, jaśniejsze — strefami.Oglądany przez teleskop Jowisz wygląda jak okrągła tarcza. Wzdłuż środka tarczy — równika— rozciąga się strefa równikowa, ograniczona północnym i południowym pasem równikowym(ang. North i South Equatorial Belt, NEB i SEB). Na powierzchni tego drugiego rysuje się WielkaCzerwona Plama, najbardziej charakterystyczny element Jowisza. Ta potężna anomaliaatmosferyczna, uważana za ogromny cyklon, szaleje na planecie od co najmniej 120 lat. Istniejąjednak świadectwa dowodzące, że Plama była obserwowana już w 1664 roku. Jeśli tak rzeczywiściebyło, musiała ona na jakiś czas zaniknąć, by pojawić się znów w XIX w.

Jowisz jest łatwy do wyśledzenia, gdyż — podobnie jak Wenus — świeci jaśniej niż jakakolwiekgwiazda na niebie (z małym zastrzeżeniem: obserwowany po przeciwnej stronie Słońca jestnieco słabszy niż najjaśniejsza gwiazda nieba, Syriusz). Jeśli dysponujesz automatyczniesterowanym teleskopem, który sam naprowadzi się na podany obiekt, możesz spróbowaćobserwacji Jowisza w świetle dnia. Jeśli znasz pozycję planety i wiesz, gdzie jej szukać,spróbuj również wyśledzić go lornetką lub okiem nieuzbrojonym.

Rozdział 8: Jowisz i Saturn: wielkie kule gazu 137

Rysunek 8.1.Jowisz i wi-

doczne na jegopowierzchni

pasma chmur,wzbudzane ru-

chem wirowymplanety


Gdy nabierzesz już wprawy w odnajdywaniu Jowisza, pora zagłębić się w obserwacje niecobardziej zaawansowanej natury. W dalszej części rozdziału udzielę Ci wskazówek dotyczącychobserwacji szczegółów powierzchni planety oraz jej księżyców.

Wielka Czerwona PlamaWielka Czerwona Plama, przedstawiona na rysunku 8.2, to ogromny, osiągający rozmiaryZiemi (a niekiedy nawet i większe) cyklon szalejący w południowym pasie równikowym(ang. South Equatorial Belt = SEB). Podobnie jak większość struktur na powierzchni chmurokrywających Jowisza nieustannie zmienia ona swój kształt i kolor, przybierając różne odcieniebarw: od intensywnych do wyblakłych i pastelowych. Białe chmury, wystarczająco wyraźne,aby dostrzec je za pomocą niektórych amatorskich teleskopów, formują się w pobliżu Plamyi wędrują wzdłuż południowego pasa równikowego. Jeśli dopisze Ci szczęście, być może udaCi się zaobserwować zjawisko zwane festonem — rozciągnięty strumień chmur w SEB lub innymz pasów Jowisza.

Jeśli za pierwszym razem nie udało Ci się dostrzec Wielkiej Czerwonej Plamy, oznaczać tomoże, że właśnie przybrała bledszy odcień, lub — co bardziej prawdopodobne — znajdujesię w tym momencie po przeciwnej stronie Jowisza. Musisz odczekać jakiś czas, aż planetawykona obrót i zwróci się do Ciebie drugą stroną. Jeśli swoje obserwacje przeprowadzaszw odstępach jedno- lub dwugodzinnych, bez większych trudności zauważysz Plamę i inneszczegóły powierzchni Jowisza „wędrujące” w ślad za ruchem obrotowym planety.

We wczesnych latach 90. jeden z pasów na Jowiszu zanikał na noc, by rankiem pojawić sięponownie. Zakładając, że zjawisko to znów zacznie kiedyś występować, całkiem możliwe,że jako pierwszy dostrzeże je któryś z astronomów amatorów. To oni bowiem należą donajwiększych entuzjastów obserwacji dynamicznego spektaklu, jaki rozgrywa się wśródpasów i plam na Jowiszu.


Rysunek 8.2.Wielka

Czerwona Pla-ma — cyklon

na południowejpółkuli Jowisza


Księżyce galileuszoweGdy widoczność jest odpowiednia, nie powinieneś mieć trudności z dostrzeżeniem szczegółówstruktury warstwy chmur okrywających Jowisza — pasów, stref, plam itd. Być może uda Cisię również wypatrzyć któryś z czterech dużych obiegających planetę księżyców: Io, Europę,Ganimedesa lub Kallisto (zdjęcia Jowisza i czterech jego największych satelitów znajdzieszw części fotograficznej książki).

Cztery największe księżyce Jowisza (według stanu wiedzy na wrzesień 2008 roku wokółplanety krążą 63 naturalne satelity) są znane jako księżyce galileuszowe, nazwane tak na cześćich odkrywcy, florenckiego astronoma Galileusza. Wszystkie poruszają się niemal dokładniew płaszczyźnie równika planety i w dowolnym momencie któryś z nich zawsze znajdzie sięw polu widzenia. Galileuszowe księżyce wypatrzysz każdym porządnym teleskopem, wieluobserwatorom udało się dostrzec dwa lub trzy z nich także za pomocą dobrej lornetki.Najtrudniejszy do „upolowania” jest najbardziej wewnętrzny Io, gdyż krąży on blisko jasnejpowierzchni planety.

Amatorski teleskop jest zbyt słaby, aby dostrzec szczegóły ukształtowania powierzchni naktórymkolwiek z księżyców galileuszowych, jesteś jednak w stanie za jego pomocą odnotowaćróżnice w jasności poszczególnych obiektów, a także — przyjrzawszy się nieco uważniej — różnicew barwie poszczególnych księżyców.

Oglądając wykonane przez sondy kosmiczne zdjęcia księżyców galileuszowych, nie sposóboprzeć się wrażeniu, że każdy z nich to świat sam w sobie, z charakterystyczną wyłącznie dlasiebie budową i ukształtowaniem powierzchni (zajrzyj do podrozdziału „Obserwować. Ale kiedy?”w dalszej części tego rozdziału, gdzie znajdziesz adresy stron internetowych ze zdjęciamiksiężyców).


Niedostrzegalne walory JowiszaCzy wiedziałeś, że Jowisz ma pierścienie? Są one zbu-dowane z cząstek pyłu wyrzuconego w wyniku uderzeńciał niebieskich w krążące wokół Jowisza liczne blokiskalne (satelity). W odróżnieniu od słynnych pierścieniSaturna, „ozdoby” Jowisza są ciemne, co uniemożliwiaich dostrzeżenie za pomocą amatorskiego teleskopu.Co więcej, zaobserwować można je jedynie za pomocąKosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz przyrządów ob-serwacyjnych umieszczonych na pokładach sond wy-słanych w kierunku Jowisza. Mikroskopijne cząsteczki

pyłu, z których składają się pierścienie zewnętrzne, sąprzenoszone do wewnętrznego pierścienia halo, któryotacza, a niewykluczone, że i przenika górne warstwyatmosfery planety.

Zdjęcia pierścieni Jowisza znajdziesz na stronie inter-netowej Fotoalbumu Planetarnego NASA, dostępnej podadresem http://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html. Klik-nij ikonę Jowisza, a następnie wybierz link J Rings.

Oto kilka podstawowych informacji na temat każdego z księżyców galileuszowych:

Kallisto ma ciemną powierzchnię upstrzoną setkami białych kraterów uderzeniowych.Powierzchnia to najprawdopodobniej brudny lód — mieszanina lodu i skał. Uderzającew powierzchnię Kallisto asteroidy, komety i duże meteoroidy odsłoniły kryjący się podjego powierzchnią lód, stąd biała barwa kraterów. Najbardziej charakterystycznymelementem struktury powierzchni księżyca jest otoczony pierścieniami krater uderzeniowyValhalla, którego wielkość (mierzona od skrajnego pierścienia) jest większa niż wielkośćkontynentalnej części Stanów Zjednoczonych.

Niemal całkowicie płaska powierzchnia Europy jest poorana licznymi szczelinamii pęknięciami. Lodowa skorupa kryje najprawdopodobniej głęboki na 150 kilometrówocean wody i lodowej breji. Europa to jedyne poza Ziemią miejsce w Układzie Słonecznym,dla którego naukowcy dysponują mocnymi dowodami na istnienie wody w stanieciekłym. Obecność wody ukrytej pod warstwą wiecznej zmarzliny na Marsie wciążpozostaje jedynie w sferze hipotez.

Ze swoją średnicą 5268 kilometrów Ganimedes jest największym naturalnym satelitą całegoUkładu Słonecznego, przewyższając wielkością nawet Merkurego (4879 kilometrówśrednicy). Pokryta jasnymi i ciemnymi plamami powierzchnia Ganimedesa zbudowanajest najprawdopodobniej z lodu i skał.

Na powierzchni Io znajduje się ponad 80 aktywnych wulkanów. To jedyne znane miejsce(poza Ziemią), w którym mają miejsce aktywne procesy wulkaniczne.

Choć możliwość podziwiania spektakularnych widoków formacji terenowych na powierzchnijowiszowych księżyców zastrzeżona jest jedynie dla specjalistów dysponujących zaawansowanymitechnicznie, silnymi teleskopami, to jednak nawet amatorzy mogą obserwować zjawiskaoptyczne towarzyszące ruchowi „wielkiej czwórki” wokół Jowisza. W kolejnych podrozdziałachopiszę krótko zjawiska, za sprawą których obserwacja księżyców Jowisza bywa niekiedyutrudniona: okultacje, przejścia i zaćmienia.

Ciągle w ruchuIo, Europa, Ganimedes i Kallisto znajdują się w nieustannym ruchu. Obiegając Jowisz, stalezmieniają pozycje względem siebie, na przemian to pojawiając się, to znikając z pola widzenia.Czasem jesteś w stanie je dostrzec, a czasem nie. Jeśli w danym momencie nie możeszwypatrzyć któregoś z galileuszowych satelitów, przyczyn tego należy szukać w jednym z kilkuzjawisk, jakie akurat mogą mieć miejsce:

http://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html


O okultacji (zakryciu) mówimy, gdy któryś z księżyców przejściowo skryje się za tarcząJowisza.

W danej chwili może mieć właśnie miejsce zaćmienie księżyca — moment, w którymsatelita kryje się w cieniu Jowisza. Ponieważ Ziemia często znajduje się daleko od liniiłączącej Słońce z Jowiszem, cień planety, obserwowany z Ziemi, może rozciągać siębardzo daleko na bok. Jeśli widzisz jeden z satelitów Jowisza, który znajdując się dalekood skraju planety, nagle ciemnieje i znika, oznacza to, że właśnie wchodzi w rzucanyprzez nią cień.

Jak sama nazwa wskazuje, tranzyt (przejście) ma miejsce wtedy, gdy księżyc przesuwa sięna tle tarczy Jowisza. W tym przypadku satelita będzie szczególnie trudny do wypatrzenia— jasny, o bladawej barwie, przechodzić będzie na tle pokrytej chmurami atmosferyJowisza. W takim przypadku o wiele łatwiej. Jest wyśledzić padający na planetę cieńsatelity, niż wyśledzić sam księżyc.

Niewykluczone, że uda Ci się zaobserwować cień księżyca, rzucany przez któryś z satelitóww chwili, gdy znajduje się pomiędzy Słońcem a Jowiszem. Cień przybiera postać ciemnejplamy przesuwającej się po powłoce chmur okrywających planetę i jest o wiele ciemniejszyaniżeli którakolwiek z chmur w atmosferze planety.

Rzucający cień księżyc może akurat znajdować się w tranzycie, nie jest to jednak regułą. GdyZiemia znajdzie się w odpowiednim oddaleniu od linii Słońce – Jowisz, cień na powierzchnięplanety może rzucać również satelita, który obserwowany z Ziemi znajduje się daleko pozakrawędzią planety.

Obserwować. Ale kiedy?W magazynie „Sky & Telescope” znajdziesz comiesięczne wykazy zakryć, zaćmień, tranzytówi przejść cienia dla wszystkich czterech księżyców galileuszowych. Co miesiąc czasopismopublikuje mapę pozycji, jakie każdej nocy zajmą one względem Jowisza; podobną mapęznajdziesz również w magazynie „Astronomy”, a także w polskim dwumiesięczniku „Urania”(więcej na temat czasopism poświęconych astronomii przeczytasz w rozdziale 2.). Porównanieobrazu widzianego przez teleskop z mapą pozwoli Ci rozróżnić poszczególne księżyce.

Przed przystąpieniem do obserwacji księżyców Jowisza warto zapamiętać kilka faktów na ich temat:

Wszystkie cztery księżyce galileuszowe obiegają Jowisza w tym samym kierunku:obserwowane po widocznej stronie planety poruszają się (względem obserwatora naZiemi) ze wschodu na zachód, gdy zaś skryją się po drugiej stronie Jowisza — z zachoduna wschód.

W czasie przejścia (tranzytu) księżyc porusza się w kierunku zachodnim. Satelita, którylada chwila skryje się w cieniu (zaćmienie) bądź za krawędzią planety (zakrycie), zmierzaz zachodu na wschód (naturalnie zgodnie z kierunkami wschód – zachód na ziemskimniebie).

Jeśli jesteś wyposażony w teleskop o średnicy 15 centymetrów lub więcej, przy sprzyjającychwarunkach pogodowych być może uda Ci się zaobserwować plamy na Ganimedesie(informacji na temat teleskopów szukaj w rozdziale 3.). Jeśli jednak interesują Cię subtelnościna powierzchni księżyców, nie pozostaje Ci nic innego, jak zajrzeć do przepastnych zasobówInternetu i poszukać zdjęć satelitów wykonanych przez którąś z międzyplanetarnych sondgoszczących kiedyś w systemie Jowisza.


W polu rażenia kometyRaz na jakiś czas w powierzchnię Jowisza uderza ko-meta, pozostawiając ciemny ślad utrzymujący się nie-kiedy całymi miesiącami. Naukowcy nie potrafili do-ciec przyczyn ich powstawania aż do roku 1994, kiedyto na powierzchnię planety spadły fragmenty rozerwanejkomety Shoemaker-Levy 9. Astronomowie natych-miast zagłębili się w archiwa w poszukiwaniu donie-sień i zapisów o plamach na Jowiszu, identyfikując w tensposób kilka „podejrzanych”, które mogły powstać w tensam sposób.

Szanse na to, że uda Ci się zauważyć kometę wbijają-cą się w cielsko Jowisza, są nikłe, miej jednak nauwadze taką możliwość. Za każdym razem, gdy do-strzeżesz jakąkolwiek nową, ciemną plamę, sporządź

skrupulatne notatki. O zamieszkałym w Arizonie kana-dyjskim astronomie amatorze Davidzie Levym usłyszałcały świat, gdy w 1994 roku współodkrył on kometę,która zderzyła się z Jowiszem, nazwaną Shoemaker-Levy 9. Za sprawą tego, jak i późniejszych, znakomi-tych dokonań na arenie astronomicznej Levy, pobierającylukratywne honoraria za wykłady, artykuły i książki,jest dziś majętnym człowiekiem. Jego artykuły na te-mat ciał niebieskich regularnie ukazują się w popular-nym tygodniku „Parade”, sąsiadując tam z doniesieniamiz życia gwiazd Hollywood i najnowszymi plotkami naich temat. Również i Ty możesz doświadczyć takiegorozgłosu — wystarczy, że będziesz czujnie śledził, codzieje się nad Twoją głową.

Zdecydowanie najpiękniejsze zdjęcia Jowisza i jego księżyców są „dziełem” sond kosmicznychGalileo oraz Voyager 1 i 2; równie piękne docierają do nas z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a:

Zdjęcia wykonane przez sondę Galileo znajdziesz na stronie internetowejhttp://galileo.jpl.nasa.gov/gallery/index.cfm.

Zdjęcia przesłane przez sondy Voyager, a także wiele innych, możesz podziwiać na stronieFotoalbumu Planetarnego NASA, dostępnej pod adresem http://photojournal.jpl.nasa.gov/

index.html. Otworzywszy stronę, kliknij obrazek Jowisza.

Z efektami pracy teleskopu Hubble’a zapoznasz się, odwiedzając stronę internetowąInstytutu Naukowego Teleskopu Kosmicznego (Space Telescope Science Institute) podadresem http://hubblesite.org/newscenter/, a następnie wpisując w wyszukiwarce interesującyCię obiekt.

Główna atrakcja naszego UkładuSłonecznego: oczy na Saturna!

Saturn jest drugą co do wielkości planetą Układu Słonecznego i liczy sobie około 121 tysięcykilometrów średnicy. Większość z nas słyszała już o nim, a to głównie za sprawą słynnychprzepięknych pierścieni okalających planetę. Przez wieki astronomowie sądzili, że Saturn jestjedyną planetą otoczoną tego typu strukturą. Dziś wiemy, że pierścienie znajdują się wokółwszystkich czterech gazowych planet olbrzymów: Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna.W większości przypadków są one zbyt ciemne i niewyraźne, aby można je było dostrzecprzez teleskopy naziemne. Saturn jest tu wyjątkiem.

Według wielu obserwatorów nocnego nieba Saturn jest najpiękniejszą planetą UkładuSłonecznego. Wystarczy bowiem całkiem przeciętny teleskop, a prócz pierścieni naszymoczom ukaże się Tytan, gigantyczny satelita planety. I choć wielu astronomów uważa, że topierścienie są tym, co wywiera największe wrażenie na osobach niemających na co dzień doczynienia z astronomią, Tytan sam w sobie jest godną polecenia atrakcją.

http://galileo.jpl.nasa.gov/gallery/index.cfm

http://photojournal.jpl.nasa.gov/

http://hubblesite.org/newscenter/


W dalszej części rozdziału znajdziesz moje wskazówki dotyczące obserwacji pierścieni, księżycówi burz na Saturnie. Koniecznie obejrzyj zdjęcia planety w fotograficznej części książki.

Władca pierścieniWypatrzenie pierścieni Saturna z reguły nie nastręcza większych trudności: mają one znacznerozmiary i zbudowane są z fragmentów lodu i skał o jasnej barwie. To miliardy krążącychwokół planety brył materii o zróżnicowanych wymiarach, począwszy od niewielkich lodowychodłamków na potężnej wielkości głazach skończywszy. Już za pomocą niewielkiego teleskopumożesz sycić oczy widokiem pierścieni i cienia rzucanego na powierzchnię planety (zobaczrysunek 8.3). Przy wyjątkowo sprzyjających warunkach obserwacyjnych być może uda Ci siędostrzec przerwę Cassiniego — lukę pomiędzy pierścieniami, nazwaną na cześć uczonego, któryjako pierwszy informował o jej istnieniu.

Rysunek 8.3.Pierścienie

Saturnasą zbudowane

z lodu i skał


Mierzące ponad 200 tysięcy kilometrów średnicy pierścienie Saturna mają zaledwie kilkakilometrów grubości. Profesor Joseph Burns z Cornell University porównał je do „bibułkiprzykrywającej boisko piłkarskie”. Nawet jednak jeśli pierścienie Saturna są proporcjonalniedo jego wymiarów tak cienkie jak chusteczka jednorazowa, prawdopodobnie nie chciałbyśwytrzeć nimi nosa.

Saturn wykonuje jeden pełny obrót w czasie 10 godzin, 39 minut i 22 sekund. Jest on jeszczesilniej spłaszczony w okolicach bieguna niż Jowisz. Dostrzeżenie tego zjawiska może byćjednak dość trudne, a to za sprawą systemu pierścieni, mylących nieco oko i zmieniającychperspektywę planety.

Niech nie zaskoczy Cię fakt, że przez ten sam teleskop, za pomocą którego jeszcze kilkamiesięcy temu podziwiałeś pierścienie w całym ich splendorze, pewnego dnia sporo sięnamęczysz, aby je dojrzeć. Oglądając je w płaszczyźnie poziomej przez niewielki teleskop,możesz nawet niekiedy odnieść wrażenie, że… znikły.


Pierścienie Saturna są niezwykle rozległe, jednak przy tym bardzo cienkie. Ich położeniewzględem planety jest stałe, a one same zwrócone są wierzchem w tym samym kierunkuw przestrzeni. W zależności od wzajemnego położenia Saturna i Ziemi zmienia się ichwzględne położenie w stosunku do naszej planety: każdego roku przez pewien czas widzimy jesilniej nachylone wierzchem w naszą stronę, by po trzech miesiącach zwróciły się do nasniemal krawędzią.

W określonym momencie swojej trwającej 30 lat wędrówki wokół Słońca Saturn przyjmujepołożenie, w którym jego pierścienie ustawiają się w stosunku do obserwatorów na Zieminiemal krawędzią. Obserwowane przez niewielkie (a bywa, że i duże) teleskopy pierścienie sąprawie niedostrzegalne. Nie sposób ich wtedy zauważyć, gdyż są niezwykle cienkie. Dysponującsilnym teleskopem, możesz zobaczyć wtedy ciemną linię cienia rzucanego przez pierścieniena powierzchnię planety. Po raz ostatni „znikły” one w 2009 roku, a kolejny raz zjawisko towystąpi dopiero w marcu 2025.

Burza szaleje na SaturniePodobnie jak na Jowiszu, również i na Saturnie dają się wyodrębnić pasy i strefy (zajrzyj dopodrozdziału „Jowisz — niedoszła gwiazda” we wcześniejszej części rozdziału), o wiele mniejwyraźnie kontrastują one jednak ze sobą i są trudniejsze do dostrzeżenia. W czasie dobrychwarunków obserwacyjnych możesz spróbować „zapolować” na szczegóły na powierzchniplanety, pamiętaj jedynie, aby zastosować silniejszy okular, który pozwoli Ci przyjrzeć sięplanecie z o wiele większą dokładnością.

Raz na 30 lat na północnej półkuli Saturna pojawia się ogromna biała plama będącaw rzeczywistości gigantyczną burzą. Wiejące z wielką prędkością wiatry rozpraszają ją, dopókinie przybierze postaci szerokiego, jasnego pasa ciągnącego się wokół całej planety. Zazwyczajpo kilku miesiącach zjawisko zanika. Ostatnia wielka burza miała tam miejsce w roku 1990,jeśli więc chcesz zobaczyć kolejną, musisz uzbroić się w cierpliwość. W międzyczasie wypatrujmniejszych białych plam, pojawiających się tu i ówdzie na całej powierzchni planety.

Kierunek: TytanTytan, największy z satelitów Saturna, jest większy od Merkurego będącego bądź co bądźplanetą. Średnica Tytana wynosi 5150 kilometrów. Niektóre większe księżyce w UkładzieSłonecznym otacza cienka, rozrzedzona otoczka gazowa, tymczasem Tytan może poszczycićsię grubą, gęstą atmosferą złożoną głównie z azotu oraz gazów śladowych, takich jak metan.Jest ona niemal nieprzezroczysta. W roku 2004 w ramach misji kosmicznej sonda Cassinipodjęła próby mapowania powierzchni Tytana za pomocą zdjęć w podczerwieni (doskonałejdo wykonywania zdjęć we mgle), a także zdjęć radarowych (jeszcze lepsze). Powierzchniaksiężyca jest płaska, stwierdzono niemal całkowity brak kraterów.

14 stycznia 2005 roku na Tytanie wylądował próbnik Huygens skonstruowany przez EuropejskąAgencję Kosmiczną. Przesłane na Ziemię zdjęcia ujawniają na powierzchni księżyca obecnośćstruktur terenowych przypominających wąwozy, a w oddali majaczy coś, co przypomina liniębrzegową. Naukowcy przypuszczają, że na Tytanie mogą istnieć jeziora wypełnione jednak niewodą, lecz ciekłymi węglowodorami, np. etanem. I choć pierwsze odkrycia dokonane przezHuygensa nie dowiodły jednoznacznie słuszności tej teorii, wpisują się jednak w jej założenia.


„Prawdziwe” księżyce i ich przyrodni bracia — razem i w harmoniiIstnieją dwa typy księżyców: regularne i nieregularne.Księżyc regularny krąży po niemal kołowej orbiciew płaszczyźnie równikowej swojej planety, okrążając jąw kierunku zgodnym z kierunkiem obrotu planety wokółwłasnej osi. Ten typ ruchu satelity nazywamy progra-dacją. Można niemal ze stuprocentową pewnościąstwierdzić, że księżyce regularne Jowisza i Saturnauformowały się w pobliżu tych planet w wyniku kon-densacji dysku materii protoplanetarnej i protoksięży-cowej. Jowisz i Saturn wraz ze swoimi licznymi sateli-tami zasługują tym samym na miano miniaturowychukładów słonecznych, z tą różnicą, że skupionych wokółplanety, nie gwiazdy.

Istnieją jednak księżyce, które są niczym urodzona nawolności słynna lwica Elsa. Krążą w kierunku przeciw-nym do tego, w którym wiruje ich planeta. Ten rodzajruchu nosi nazwę retrogradacji. Orbity tych satelitówbywają często silnie wydłużone i nachylone względempłaszczyzn równika swoich planet. Obiekt, będący księży-cem typu nieregularnego, mógł uformować się w do-wolnym punkcie Układu Słonecznego i jest to najczę-

ściej asteroida przechwycona w tym przypadku przezJowisza lub Saturna siłą grawitacji planety.

Według stanu wiedzy na listopad 2009 roku Jowiszma 50 potwierdzonych księżyców, wokół Saturna krą-żą zaś 53 satelity, których istnienie zostało dowiedzio-ne. Dodatkowo wokół każdej z nich krążą księżyceoczekujące oficjalnego zatwierdzenia i nadania nazwy(łącznie z nienazwanymi księżycami zarówno Jowisz,jak i Saturn, mają po 62 satelity), a naukowcy wciążznajdują nowe. Liczby aktualne dziś jutro mogą być jużprzestarzałe. Bywa, że astronomowie ogłaszają odkrycieksiężyca, lecz nie spieszą się z wliczaniem go w poczetsatelitów danej planety. Specjaliści z Międzynarodo-wej Unii Astronomicznej chcą mieć bowiem niezbitąpewność, że odkrycie jest autentyczne. Jeśli ciekawią Cięnajnowsze informacje na temat satelitów tych i innychplanet, zajrzyj na witrynę internetową Solar SystemDynamics NASA pod adresem http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_discovery. Księżyce nieopatrzone nazwą to tym-czasowe odkrycia oczekujące na potwierdzenie.

Dysponując dobrym teleskopem, możesz pokusić się o odnalezienie dwóch innych satelitówSaturna — Rhei i Dione — gdy tylko znajdą się w największej elongacji. We wspomnianymmagazynie „Sky&Telescope” znajdziesz publikowane co miesiąc mapy ilustrujące położeniewszystkich księżyców względem Saturna. Wykorzystaj je, planując swoje obserwacje Tytana,a być może i Rhei oraz Dione. Najlepszy czas na obserwację księżyców to zazwyczaj moment,gdy znajdują się one w maksymalnej elongacji względem Saturna (więcej na temat elongacjiprzeczytasz w rozdziale 6.). W grudniu 2007 roku naukowcy informowali o 53 potwierdzonychsatelitach tej planety.

Choć oficjalnie sonda Cassini zakończyła już swoją misję na Saturna, została ona jednakprzedłużona o dwa lata. Wykonane przez sondę zdjęcia i przesłane na Ziemię dane naukoweznajdziesz na multimedialnej stronie Cassini-Huygens pod adresem http://saturn.jpl.nasa.gov/

multimedia/images/index.cfm, a także na http://ciclops.org/index.php, internetowej witrynieCentralnego Operacyjnego Laboratorium Zdjęciowego Cassini (ang. Cassini Imaging CentralLaboratory for Operations, CICLOPS) — zespołu zajmującego się obróbką zdjęć spływającychz sondy.

http://ssd.jpl.nasa.gov

http://saturn.jpl.nasa.gov/

http://ciclops.org/index.php

Rozdział 9

Odlot na całego:Uran, Neptun, Pluton i dalej

W tym rozdziale:► Zgłębiamy skaliste, wodniste, gazowe planety: Uran i Neptun.► Kontrowersyjna „planeta” Pluton.► Rzut oka na pas Kuipera.► Wyprawa w zewnętrzne obszary Układu Słonecznego.

ars i Wenus znajdują się blisko Ziemi, Jowisz i Saturn to z kolei jasne, lecz „niewymagające”planety. Dopiero obserwacja odległych, pełnych tajemnic, dalekich planet Układu

Słonecznego przynosi prawdziwą satysfakcję. W tym rozdziale przeczytasz o Uranie, Neptunie— dwóch skrajnych planetach naszego systemu gwiezdnego — oraz o ich księżycach, a takżeo Plutonie, który jeszcze do niedawna był zaliczany do grona planet. Udzielę Ci praktycznychwskazówek, jak obserwować te odległe światy, zdradzę Ci również kilka szczegółów na tematpasa Kuipera.

Przełamujemy lodyw kontaktach z Uranem i Neptunem

Oto kilka najważniejszych informacji na temat Urana i Neptuna:

Obie planety mają podobny kształt i zbliżony skład chemiczny.

Obie są mniejsze i masywniejsze od Jowisza i Saturna.

Każda z nich jest ośrodkiem miniaturowego układu satelitów i pierścieni.

Każda z nich nosi ślady dawnej kolizji z większym obiektem.

Atmosfera Urana i Neptuna, podobnie jak na Jowiszu i Saturnie (zajrzyj do rozdziału 8.),składa się głównie z wodoru i helu. Astronomowie zwykli jednak nazywać Urana i Neptunaplanetami lodowymi, gdyż ich atmosfery otaczają jądra zbudowane ze skał i wody. Woda wewnętrzu Urana i Neptuna znajduje się tak głęboko i poddana jest tak silnemu ciśnieniu,że przybiera postać gorącej cieczy. Gdy jednak przed miliardami lat kształtujące się dopieroplanety „sklejały się” z rozrzuconych w kosmosie fragmentów, woda znajdowała się w staniestałym.

M


Z łatwością możesz odróżnić prawdziwego naukowca i specjalistę w dziedzinie planetologiiod dyletanta: gorącą wodę we wnętrzu Urana i Neptuna fachowiec określi „lodem”, podczasgdy nieświadom niczego laik nazwie po prostu „gorącą wodą”. Naukowcy posługują siętechnicznym żargonem w tym samym celu, w jakim drapieżniki rozsiewają swój zapach:dla zaznaczenia swojego terytorium i własnej na nim wyłączności.

Masa Urana jest 14,5 razy większa od masy Ziemi, a masa Neptuna przewyższa masę naszejplanety 17,2 razy. Lżejszy Uran jest czterokrotnie większy — jego średnica równikowa wynosi51 118 kilometrów. Średnica równikowa Neptuna to 49 532 kilometry.

Dzień na Uranie trwa w przybliżeniu 17 godzin i 14 minut, na sąsiednim Neptunie zaś 16 godzini 7 minut. Jak więc widać, podobnie jak Jowisz i Saturn, również i te dwa lodowe olbrzymyobracają się szybciej niż Ziemia. Jeden pełny obieg wokół Słońca zajmuje Uranowi 84 lata,Neptun potrzebuje na to około 165 lat.

W kolejnych podrozdziałach omówię najbardziej interesujące elementy charakterystyki obuplanet. Koniecznie obejrzyj zdjęcia Urana i Neptuna w kolorowej części książki.

Cel: Uran! „Przewrócona” planetai jej charakterystykaSilne przechylenie Urana jednoznacznie dowodzi jego niegdysiejszej kolizji z nieznanym,dużym obiektem bądź zbliżenia obu tych ciał tak znacznego, że siła grawitacji „intruza”wytrąciła Uran z jego pierwotnej orbity. Równik planety nie przebiega, jak w przypadkuwiększości innych planet, równolegle do płaszczyzny orbity wokół Słońca, lecz jest do niejniemal prostopadły — posługując się standardami „ziemskimi”, równik Urana przebiegaw kierunku północ – południe.

Rezultat tego taki, że przez określony czas w naszą — Ziemi i Słońca — stronę skierowany jestbiegun północny planety, innym znów razem widzimy południową część Urana. Przez mniejwięcej ¼ 84-letniego „roku” na Uranie ku Słońcu „patrzy” północny biegun planety, potemkolejne jej równoleżniki, równik, a na końcu, przez ostatnią ćwierć „roku”, w świetle słonecznymskąpany jest biegun południowy. W roku 2008 Słońce znajdowało się niemal dokładnie nadrównikiem Urana — to najodpowiedniejszy moment, aby wybrać się tam na plażę, o ile takiena Uranie istnieją. Na Ziemi Słońce nigdy nie wzniesie się tak wysoko, aby górować na biegunempółnocnym lub południowym. Na Uranie normalnym zjawiskiem jest, że „przetacza” się onoprzez bieguny.

Według stanu naszej dzisiejszej wiedzy wokół Urana krąży 27 satelitów, których istnieniezostało potwierdzone. Uran ma również pierścienie zbudowane z bardzo ciemnych okruchówskalnych. Złożone głównie z węgla przypominają jeden z typów meteorytów, zwanychchondrytami węglowymi. Księżyce i pierścienie Urana krążą wokół planety po prawiekołowych orbitach nad jej równikiem, zupełnie tak samo jak cztery księżyce galileuszoweorbitują wokół Jowisza na płaszczyźnie jego równika (więcej szczegółów w rozdziale 8.).Co za tym idzie, orbity księżyców oraz pierścienie znajdują się niemal pod kątem prostymw stosunku do płaszczyzny okołosłonecznej orbity Urana.

Zasadniczo Urana i orbity gromady jego satelitów można wyobrazić sobie jako wielką tarczęstrzelniczą, która raz zwraca się przodem w kierunku Ziemi, a innym razem jest od niejodwrócona. Wiele lat temu musiał w nią trafić wielki obiekt, który całkowicie zmienił jejpierwotną pozycję.

Rozdział 9: Odlot na całego: Uran, Neptun, Pluton i dalej 147

Wbrew naturze: Neptun i jego księżycW odróżnieniu od Urana Neptun nie przejawia odchylenia od swojego naturalnego położenia:jego równik jest równoległy do płaszczyzny orbity wokół Słońca bądź jedynie minimalnieodchyla się od niej. Pierścienie Neptuna, podobnie jak pierścienie Urana, są bardzo ciemnei składają się najprawdopodobniej ze skał zawierających węgiel.

Dzisiaj Neptun ma 13 znanych naturalnych satelitów. Jego największy księżyc — Tryton,wielkością przewyższający Plutona — liczy 2710 kilometrów średnicy. Oglądany z północyi od góry Neptun, podobnie jak wszystkie inne planety Układu Słonecznego, obiega naszągwiazdę ruchem przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Jednak Tryton, który na zdjęciachprzesłanych przez sondę Voyager 2 przypomina melon, zbuntował się przeciwko naturzei krąży wokół Neptuna ruchem zgodnym z ruchem wskazówek zegara. Po długotrwałychrozważaniach naukowcy wydedukowali, że na wczesnym etapie formowania się UkładuSłonecznego Neptun musiał przechwycić Trytona, prawdopodobnie wskutek jakiejś wielkiejkolizji, jaka miała miejsce w pobliżu planety. Tryton więc, zamiast stać się obiektem podobnymdo Plutona, zasilił drużynę satelitów Neptuna.

Tryton składa się z lodu i skał, budową przypomina więc bardziej Plutona (zajrzyj do kolejnegopodrozdziału) aniżeli Urana czy Neptuna. Jego powierzchnię ukształtowały zjawiskakriowulkaniczne: erupcje i wypływy nie gorącej, płynnej skały, lecz zamarzniętych substancji.Lód wodny, tlenek węgla i metan w stanie stałym, suchy lód, zestalony azot — to wszystkomożna znaleźć na Trytonie. Liczba kraterów uderzeniowych zaobserwowanych na księżycunie jest duża; wynika to prawdopodobnie z faktu, że na przestrzeni lat były one zalewane lodem.

Obrońcy przyrody głoszą tezę o zagrożeniu, jakie dla parków narodowych niesie ze sobąturystyka masowa. Rozważ więc wyprawę na Trytona. Jego sceneria jest równie niezwykła,ale i równie piękna co parku Yellowstone. Jeśli jednak zdecydujesz się na taką wyprawę, spodziewajsię tam tęgiej zimy: na powierzchni zamiast gorących źródeł znajdziesz zamarznięte morzalodu, zamiast strumieni syczącej pary wydobywającej się z ziemi — gejzery wyrzucającelodowaty azot. Pamiętaj o skafandrze kosmicznym i parze ciepłych butów.

Pluton — „planeta” ekscentrycznaJakkolwiek w sierpniu 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna oficjalnie pozbawiłaPlutona miana planety (jest on obecnie uznawany za planetę karłowatą), ze względu na jegotradycyjne postrzeganie (był traktowany jak planeta przez ponad 70 lat) warto o nim mimowszystko wspomnieć. Przed rokiem 2006 był uznawany za najbardziej odległą planetę naszegoUkładu Słonecznego (zobacz rysunek 9.1). Przez kilkanaście lat trwającego na Plutonie 248 lat„roku” obiega on Słońce po orbicie przebiegającej wewnątrz orbity sąsiedniego Neptuna.Po raz ostatni zjawisko to miało miejsce w latach 1979 – 99. Miłośnicy astronomii zapewnezmartwią się, gdy powiem, że kolejnego nie zobaczy nikt, kto w tym momencie żyje na naszejplanecie, chyba że postęp medycyny pozwoli nam doczekać XXIII wieku.

Pluton znajduje się w tak ogromnej odległości, że naukowcy nie wiedzą niemal nic na tematukształtowania jego powierzchni. Krąży on wokół Słońca po wydłużonej, eliptycznej orbicie,która w czasie maksymalnego oddalenia (aphelium) wynosi go na odległość 49,5 j.a. (7,4 miliardakilometrów) od Słońca. W peryhelium, tj. gdy znajduje się najbliżej naszej gwiazdy, Pluton odSłońca dzieli dystans 29,7 j.a., tj. około 4,4 miliarda kilometrów.


Rysunek 9.1.Pluton

— tajemniczy,skalisty, lodo-

waty


Na zdjęciach Plutona, wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a, można dostrzecmiejsca o jaśniejszym i ciemniejszym zabarwieniu, odpowiadające prawdopodobnie obszarompokrytym nowym i starym lodem. To jednak wszystko, co obecnie naukowcy są w staniena ten temat powiedzieć. Zajrzyj na stronę http://hubblesite.org/newscenter/, gdzie oprócz zdjęćznajdziesz również animację obracającego się Plutona (jego zdjęcia znajdziesz równieżw kolorowej części fotograficznej w tej książce).

Na powierzchni Plutona nie gościła jeszcze żadna sonda, jednak astronomowie niecierpliwewyczekują tej wyprawy. Jeśli wszystko pójdzie po myśli naukowców, w 2015 roku obokPlutona przeleci wyniesiona w przestrzeń kosmiczną w 2006 roku sonda New Horizons.Po wykonaniu zaplanowanych zadań w pobliżu Plutona sonda badać będzie pas Kuipera— położony za orbitą Neptuna zbiór niewielkich ciał niebieskich (więcej informacji na jegotemat w dalszej części rozdziału w podrozdziale „Zapnij pasy: wyprawa na pas Kuipera”).

Księżyc wierny swojej planeciePluton, podobnie jak Uran, jest przechylony na bok — jego równik jest odchylony o około120º od płaszczyzny orbity. Astronomowie uważają, że Pluton — tak jak Uran — padł ofiarąpotężnej kosmicznej kolizji. Niektórzy badacze są zdania, że Charon, księżyc Plutona, jestfragmentem jego bryły skalnej, który odłupał się od reszty na skutek zderzenia Plutona z jakimśdużym, nieznanym obiektem — zupełnie jak ziemski Księżyc, który w opinii specjalistówuformował się po upadku na Ziemię jakiegoś wielkiego ciała niebieskiego (zajrzyj do rozdziału 5.).

Na wykonanie jednego obrotu wokół własnej osi Plutonowi potrzeba 6 dni, 9 godzin i 17 minut;w identycznym czasie obiega go Charon. Wynika stąd wniosek, że stale te same półkule Plutonai Charona zwrócone są do siebie. W systemie Ziemia-Księżyc w stronę Ziemi ustawiona jestniezmiennie ta sama półkula naszego satelity, jednak już nie na odwrót. Obserwator stojącyna widocznej stronie Księżyca mógłby, w miarę upływu dnia na Ziemi, przyjrzeć się całej jejpowierzchni. Tymczasem ktoś, komu udałoby się stanąć na Charonie, nie zobaczy nigdy więcejaniżeli połowa Plutona.

Pluton i jego satelita Charon to mroźne, skaliste światy, a w odróżnieniu od Urana czy Neptunaskuwający je lód jest nie ciekły, lecz prawdziwy. Temperatura rzędu –233ºC sprawia, że naPlutonie zamarza wszystko. Jego powierzchnię pokrywa najprawdopodobniej lód wodny,zamarznięty metan, zamarznięty azot, zamarznięty amoniak, a nawet zamarznięty tlenek

http://hubblesite.org/newscenter/


węgla. Na samą myśl o tym przechodzi mnie lodowaty dreszcz! Naukowcom udało się jużpotwierdzić obecność niektórych (choć nie wszystkich) z tych substancji na powierzchni„planety”.

Temperatura na powierzchni Plutona i Charona nie jest jednolita — specjaliści odkryli obszary,na których temperatura wzrasta do –213ºC. Jak na warunki panujące na obu tych obiektach sąto wręcz tropiki.

Ile planety w planecie?Pluton ma 2300 kilometrów średnicy, co pod względem rozmiarów jeszcze do niedawnasytuowało go na szarym końcu wśród planet Układu Słonecznego. Wielkością nie dorównujeżadnemu z czterech księżyców galileuszowych krążących wokół Jowisza, satelicie Saturna— Tytanowi ani Neptuna — Trytonowi. Pluton jest niecałe dwa razy większy od swojegoksiężyca Charona (1250 kilometrów średnicy), co skłania niektórych naukowców do stwierdzenia,że jest to w istocie planeta podwójna.

W roku 1999 usiłowano zmienić nazwę Plutona na asteroidę o „honorowym” numerze 10 000.Ci, którzy opowiadali się za usunięciem go z grona planet, widzieli w nim przede wszystkimnajwiększy obiekt pasa Kuipera (zajrzyj do kolejnego podrozdziału). Obrońcy statusu planety,jakim cieszył się Pluton, a także zwykli miłośnicy nieba, stanowczo sprzeciwiali się zmianom.Argumentowano, że za pozostawieniem Plutona w gronie planet przemawia m.in. jego kulistykształt (większość planetoid ma kształt nieregularny), obecność atmosfery, a także jegopowszechne postrzeganie jako planety od momentu odkrycia przez Clyde’a Tombaughaw 1930 roku. Sceptykom udało się jednak ostatecznie przeforsować swoje zdanie: 24 sierpnia2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna wprowadziła nową kategorię planet karłowatych,a jedną z nich stał się odtąd Pluton.

Zapnij pasy: wyprawa do pasa KuiperaNaukowcy oceniają, że na obszarze rozciągającym się poza orbitą Neptuna w odległości około50 j.a. od Słońca krąży ponad 100 tysięcy zbudowanych z lodu obiektów o średnicy ponad 100kilometrów, nazywanych obiektami pasa Kuipera (ang. Kuiper Belt Objects, KBO). Pozostają onepoza zasięgiem jakiegokolwiek teleskopu stacjonarnego, o ile nie umieścimy go na Neptunielub jednym z jego księżyców. Pierwsza należąca do pasa planetoida została odkryta w 1992przez astronomów Davida Jewitta i Jane Luu. Od tego czasu zaobserwowano ich już ponad 1000.

Astronomom nie udało się dotychczas dokładnie zbadać obszaru pasa Kuipera. Odkrywanetam duże obiekty stopniowo podważały status Plutona jako planety. Przełom nastąpił w 2005roku, kiedy to odkryto największy i najmasywniejszy jak do tej pory obiekt pasa Kuipera,nazwany później Eris. Osłabiło to ostatecznie pozycję Plutona jako planety i przyspieszyłobieg wypadków, które doprowadziły do słynnej praskiej konferencji Międzynarodowej UniiAstronomicznej w 2006 roku. Sformułowano na niej nową definicję planety oraz opracowanokilka nowych, w tym planety karłowatej, którą ogłoszony został m.in. Pluton (był on uważanyza planetę jeszcze przed swoim odkryciem, kiedy Percival Lowell, obserwując zakłócenia ruchuUrana i Neptuna, wysunął hipotezę o istnieniu położonego poza nimi obiektu odpowiedzialnegoza zaburzenia). Obiektami pasa Kuipera są również duże komety, a sam pas jest postrzeganyjako obszar silnej ich koncentracji (zajrzyj do rozdziału 4.).


Kilka spośród setek znanych obiektów pasa Kuipera łączy z Plutonem szereg podobieństw:

Poruszają się po niezwykle eliptycznych orbitach.

Płaszczyzny ich orbit są nachylone pod silnym kątem względem płaszczyzny orbity Ziemi.

Wykonują dwa kompletne obiegi wokół Słońca w czasie odpowiadającym trzemokrążeniom naszej gwiazdy przez Neptuna (496 lat, w czasie których Pluton dwukrotnieokrąży Słońce, to okres niemal równy 491 latom, jakich na trzykrotne obiegnięcie Słońcapotrzebuje Neptun). To zjawisko jest nazywane rezonansem orbitalnym i chroni obie planetyprzed kolizją lub nawet znacznym zbliżeniem, pomimo że ich orbity się przecinają.

Plutonowi nie grożą zakłócenia orbity wywołane przez silne oddziaływanie grawitacyjne o wielewiększego Neptuna, podobnie jak nie grożą one obiektom pasa Kuipera charakteryzującym sięwymienionymi właściwościami. Obiekty te noszą wspólną nazwę plutonków.

Na obszarze rozciągającym się za Neptunem i Plutonem krążą również inne obiekty, jednak— podobnie jak obiekty pasa Kuipera — nie mogą być zbyt masywne, gdyż zdradziłoby je jużoddziaływanie grawitacyjne na inne, znane ciała niebieskie. Jeden z takich obiektów, nazwanySedną, został odkryty w marcu 2004 roku w odległości 90 j.a. od Słońca — daleko pozagranicznym punktem 50 j.a., na którym pas Kuipera wydaje się kończyć. Rozmiary Sedny niesą dokładnie znane, jednak wydaje się, że jest ona o wiele mniejsza niż Pluton. Niektórzyastronomowie zaliczają Sednę do Chmury Oorta (którą opisałem w rozdziale 4.). Jedynymidużymi planetami położonymi poza orbitami Neptuna i Plutona są planety innych gwiazd(szerzej w rozdziale 14.).

Więcej informacji na temat obiektów pasa Kuipera znajdziesz na poświęconej im stronieinternetowej profesora Davida Jewitta, dostępnej pod adresem http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html.

Obserwujemy dalekie planety zewnętrzneBardziej doświadczeni obserwatorzy nieba mogą pokusić się o odszukanie dużychzewnętrznych planet naszego systemu gwiezdnego — Urana i Neptuna. Planeta karłowataPluton pozostaje jednak poza zasięgiem amatorskiego teleskopu. Jeśli po raz pierwszywybierasz się na „polowanie” na te odległe planety, dobrze będzie skorzystać z pomocybardziej zaawansowanych astronomów amatorów (zobacz rozdział 2.).

Observers’s Handbook, coroczna publikacja wydawana przez Królewskie TowarzystwoAstronomiczne Kanady (www.rasc.ca), zawiera mapy pozwalające na określenie pozycji planetdla określonej pory roku. Podobne mapy znajdziesz w prasie astronomicznej (zajrzyj dorozdziału 2.).

Podziwiamy UranaChoć Uran został odkryty za pomocą teleskopu, czasami, przy wyjątkowo sprzyjającychwarunkach obserwacyjnych, świeci na tyle jasno, by móc dostrzec go okiem nieuzbrojonym.Spoglądając na niego przez teleskop, odróżnisz go od gwiazd dzięki:

http://www2.ess.ucla.edu/jewitt/kb.html

http://www.rasc.ca

http://www2.ess.ucla.edu/jewitt/kb.html


jego niewielkiemu dyskowi liczącemu zaledwie kilka sekund kątowych średnicy(jednostkę sekundy kątowej definiuję w rozdziale 6.);

powolnemu przemieszczaniu się obiektu na tle mało wyraźnych gwiazd.

Dysk Urana charakteryzuje się błękitnym odcieniem; przy użyciu okularu o silnympowiększeniu i przy dobrych warunkach obserwacyjnych powinieneś go dostrzec (więcej natemat sprzętu optycznego przeczytasz w rozdziale 3.). Ruch planety możesz zaobserwować,wykonując szkic ilustrujący jego położenie na tle gwiazd znajdujących się w polu widzeniateleskopu. W tym przypadku powinieneś sięgnąć po słabszy okular, dzięki czemu zwiększy siępole widzenia, a tym samym liczba obserwowanych gwiazd. Wróć do obserwacji po kilkugodzinach lub kolejnej nocy i wykonaj kolejny szkic.

Według dzisiejszej wiedzy wokół Urana krąży 27 satelitów. Choć za pomocą dużych amatorskichteleskopów jesteś w stanie dostrzec kilka największych satelitów planety, to o wiele lepiej jestprzyglądać się im przez silne teleskopy umieszczone w obserwatoriach. Pierścienie Urana sąwidoczne właściwie jedynie przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a i największe teleskopy,jakimi dysponują uczeni; miłośnicy nieba dysponujący amatorskim sprzętem nie mająnajmniejszych szans, aby je dostrzec.

Na stronie internetowej http://hubblesite.org/newscenter/archive/ znajdziesz zdjęcia tych obiektówwykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a (skorzystaj z wyszukiwarki na stronie).Zdjęcia Urana i jego księżyców znajdziesz również na stronie Fotoalbumu Planetarnegohttp://photojournal.jpl.nasa.gov/, klikając następnie obrazek Urana na umieszczonej na stroniemapce Układu Słonecznego. Zdjęcia pochodzą z sondy kosmicznej Voyager 2.

Neptun — prawie jak gwiazdaNeptun, osiągający jasność około 8 magnitudo, jest jeszcze mniej widoczny od Urana (więcejna temat pomiaru jasności obiektów na niebie przeczytasz w rozdziale 1.). Jeśli Uran stanowiwyzwanie dla Twoich umiejętności obserwacyjnych, w przypadku Neptuna będziesz musiałwznieść się o klasę wyżej!

Wielkość rzeczywista Neptuna jest niemal taka sama jak Urana, ponieważ jednak krąży onwokół Słońca w o wiele większej odległości, jego dysk, obserwowany przez teleskop, będzieznacznie mniejszy. Aby odróżnić go od gwiazd, na których tle się porusza, będziesz potrzebowaćsilnego amatorskiego teleskopu. Gdy nabędziesz już nieco wprawy i zaczniesz odróżniaćniewyraźne, blade odcienie barw obiektów obserwowanych przez teleskop, z pewnościązauważysz, że Neptun ma lekko błękitne zabarwienie.

Neptun, krążący wokół Słońca w o wiele większej odległości aniżeli Uran, o wiele wolniejprzemieszcza się też na niebie. Mniejsza prędkość połączona z większą odległością od Ziemioznacza, że prędkość kątowa — wyrażana w sekundach kątowych na dzień (zajrzyj dorozdziału 6.) — jest w przypadku Neptuna zazwyczaj mniejsza aniżeli Urana. Być możekonieczne okaże się odczekanie nocy bądź dwóch, aby na podstawie ruchu na tle gwiazdupewnić się, że zaobserwowany obiekt to faktycznie Neptun.

Napisałem „zazwyczaj” nie bez powodu. Ruch Urana i Neptuna po niebie, podobnie jak całejreszty planet górnych, od czasu do czasu charakteryzuje retrogradacja (opis zjawiska w rozdziale 6.)— planety pozornie zwalniają i zmieniają kierunek wędrówki na przeciwny. Jeśli uda Ci sięuchwycić Urana akurat w tej fazie jego ruchu, przekonasz się, że tempo jego przemieszczaniasię na tle gwiazd znacząco spadło. Neptun, dla porównania, może w tym samym czasie iść„całą parą”.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/



Neptun posiada 13 naturalnych satelitów, których istnienie zostało potwierdzone.Największym z nich jest Tryton (więcej na jego temat przeczytasz w „Wbrew naturze:Neptun i jego księżyc” we wcześniejszej części rozdziału). Gdy już „przyszpilisz” Neptuna,spróbuj podczas przejrzystej, ciemnej nocy wypatrzyć Trytona. Potrzebować będziesz jednakdo tego co najmniej 15-centymetrowego teleskopu. Tryton krąży wokół Neptuna po rozległejorbicie, oddalając się od planety na odległość 8 – 17 sekund kątowych (około 4 – 8 średnicsamego Neptuna). Istnieje więc niebezpieczeństwo, że weźmiesz Trytona za jedną z gwiazd.Sporządzając jednak regularnie szkice Neptuna i słabszych „gwiazd” w jego otoczeniu, będzieszw stanie określić, która z nich, okrążając Neptuna, porusza się również wraz z nim na tlerozgwieżdżonego nieba. Na wykonanie pełnego okrążenia wokół swojej planety Trytonpotrzebuje niecałych sześciu dni.

Zdjęcia Neptuna i jego satelitów, przesłane przez sondę Voyager 2, znajdziesz na stronieFotoalbumu Planetarnego http://photojournal.jpl.nasa.gov/, klikając obrazek Neptuna naschematycznej mapce Układu Słonecznego. Zajrzyj również na stronę Kosmicznego TeleskopuHubble’a http://hubblesite.org/newscenter/archive/.

Pluton — tylko dla orłówPluton to zdecydowanie jedno z najtrudniejszych wyzwań dla obserwatorów ciał niebieskichnaszego Układu Słonecznego. Jego jasność (zajrzyj do rozdziału 1.) nie przekracza zasadniczo14 magnitudo. Co więcej, w swojej 248-letniej wędrówce wokół Słońca znajduje się on obecniew fazie oddalania się od naszej gwiazdy i Ziemi. Potrwa to jeszcze wiele lat.

Doświadczeni astronomowie amatorzy raportują o dostrzeżeniu Plutona teleskopem o średnicy15 centymetrów. Ja jednak zalecam Ci użycie co najmniej 20-centrymetrowej „armaty”.

Znajdujący się w bliskiej odległości od Plutona jego księżyc Charon obiega planetę w 6 dni,9 godzin i 17 minut. Dostrzec go można jedynie przez najpotężniejsze teleskopy pracującew obserwatoriach astronomicznych.


http://hubblesite.org/newscenter/archive/

Część III

Stare, dobre Słońce i inne gwiazdy

154 Część III: Stare, dobre Słońce i inne gwiazdy

W tej części…części III przedstawię Ci gwiazdy. Nie, bynajmniej nie chodzi mio majętnych rezydentów luksusowych apartamentów w Hollywood

— mam na myśli Słońce i gwiazdy w Drodze Mlecznej oraz daleko pozanią. Dowiesz się więcej na temat typów gwiazd oraz ich cykli życiowych,począwszy od narodzin aż do wygaśnięcia. Gdy nikt nie będzie jużpamiętał Jennifer Lopez ani Bena Afflecka, Alfa Centauri wciąż będziemienić się na nocnym niebie. Jeśli jesteś znużony zalewem plotek z życiagwiazd, których pełne są kolorowe magazyny, pamiętaj, że prawdziwegwiazdy, te na nocnym niebie, zawsze będą na Ciebie czekać.

Znajdziesz tu również rozdział poświęcony czarnym dziurom i kwazarom.Dołożyłem wszelkich starań, aby ten skomplikowany temat wyłożyćw jak najprostszy sposób i nie przyprawić Cię o załamanie nerwowe.Niewykluczone jednak, że informacje na temat właściwości przestrzenii zakłóceń czasu mogą lekko zakręcić Ci w głowie.

W

Rozdział 10: Słońce — nasza ziemska gwiazda 155

Rozdział 10

Słońce — nasza ziemska gwiazdaW tym rozdziale:► Zgłębiamy budowę Słońca i istotę aktywności słonecznej.► Techniki bezpiecznej obserwacji Słońca.► Podziwiamy zaćmienia i plamy na Słońcu.► Zdjęcia Słońca w Internecie.

hoć wielu z nas astronomia kojarzy się przede wszystkim z rozgwieżdżonym, zalanymświatłem Księżyca nocnym niebem, wszystko, czego potrzeba, aby bezpośrednio

doświadczyć kontaktu z ciałem niebieskim, to zwykły, słoneczny dzień. Słońce jest bowiemnajbliższą Ziemi gwiazdą i źródłem energii, dzięki któremu na naszej planecie możliwe jestżycie.

Słońce świecące na niebie jest tak zwyczajnym widokiem, że uważamy je za rzecz oczywistą.Zabezpieczamy się przed oparzeniami słonecznymi i szkodliwym działaniem promieniultrafioletowych na naszą skórę, mało kto jednak widzi w Słońcu podstawowe źródłoinformacji o naturze otaczającego nas wszechświata. W rzeczywistości Słońce — obserwowaneczy to przez teleskopy naziemne, czy urządzenia badawcze umieszczone w kosmosie — jestjednym z najbardziej fascynujących i zajmujących obiektów na niebie, a jego obserwacjaprzynosi mnóstwo satysfakcji. Jego wygląd nieustannie się zmienia, a co więcej, możeszpokazać je dzieciom bez konieczności wyciągania ich z łóżek!

Bez zastosowania odpowiednich środków bezpieczeństwa (opisanych w dalszej części rozdziału)nawet nie myśl o obserwacji Słońca ani pokazywaniu go dzieciom lub komukolwiek innemu.Nie chciałbyś zapewne, aby widok plam na Słońcu był ostatnim, jaki ujrzysz. Podczasobserwacji Słońca bezpieczeństwo powinno być czynnikiem nadrzędnym! Gdy już nabierzesznieco wprawy w posługiwaniu się odpowiednim wyposażeniem i wyrobisz w sobie właściwenawyki, będziesz mógł cieszyć się pięknem naszej gwiazdy nie tylko na co dzień, ale takżew trakcie jedenastoletniego cyklu plam słonecznych, który opiszę w dalszej części rozdziału.

W tym rozdziale przeczytasz również o charakterystyce i budowie Słońca, a także o efektach,jakie jego aktywność wywiera na naszą planetę i gospodarkę. Dowiesz się też, jak bezpiecznieje obserwować. Przygotuj się na całkiem nowe, inne spojrzenie na Słońce — bezpiecznei pełne podziwu.

Słońce — garść faktówSłońce jest gwiazdą, rozżarzoną kulą gazu świecącą swoim własnym światłem i generującąenergię dzięki zachodzącej w jej wnętrzu reakcji termojądrowej — procesowi polegającemu naprzemianie jąder lżejszych pierwiastków w jądra pierwiastków cięższych. Energia, wytwarzana

C


w wyniku fuzji jądrowej we wnętrzu Słońca, zasila nie tylko je same, lecz podtrzymuje równieżwiększość procesów zachodzących na planetach i innych obiektach krążących wokół Słońca— Układu Słonecznego, którego jedną ze składowych jest również nasza Ziemia (zobaczrysunek 10.1 — wykonany bez zachowania skali).

Rysunek 10.1.Planety krążące

wokół Słońcasą częścią na-szego UkładuSłonecznego

(uwaga: Plutonnie jest już

uznawany zaplanetę)

Słońce wytwarza gigantyczną ilość energii — jej dawka wyemitowana w ciągu jednej sekundyodpowiada jednoczesnej eksplozji 92 miliardów bomb jądrowych o sile 1 megatony.Produkowana energia pochodzi ze spalanego paliwa. Obliczono, że gdyby Słońce składało sięwyłącznie z węgla, wypaliłoby się doszczętnie po zaledwie 4600 latach. Znalezione na Ziemiskamieniałości dowodzą jednak, że świeci ono już od ponad 3 miliardów lat i, zdaniemnaukowców, będzie świecić jeszcze grubo ponad drugie tyle. Słońce, którego wiek szacuje sięna 4,6 miliarda lat, ma się doskonale i wciąż pracuje „pełną mocą”.

Nieprzerwaną od miliardów lat produkcję tak olbrzymich ilości energii — tzw. dzielnośćpromieniowania Słońca (ang. luminosity) — może zapewnić jedynie fuzja termojądrowa.W pobliżu jądra gwiazdy, gdzie panuje olbrzymie ciśnienie, a temperatura osiąga niewyobrażalnądla nas wartość niemal 16 milionów stopni Celsjusza, atomy wodoru przekształcają się w hel— proces wyzwalający niezwykłe ilości energii, warunkujący istnienie Słońca.

Każdej sekundy we wnętrzu naszej gwiazdy w hel przemienia się 700 milionów ton wodoru.Kolejne 5 milionów wyparowuje, przekształcając się w czystą energię.

Gdybyśmy za pomocą fuzji termojądrowej potrafili wytwarzać energię tu, na Ziemi, wszelkieproblemy z kurczącymi się zasobami paliw kopalnych, zanieczyszczeniem powietrza i zużyciemsurowców nieodnawialnych odeszłyby w niebyt. Jednak pomimo całych dziesięcioleci badańnaukowcy wciąż nie potrafią dokonać tego, co potrafi natura. Jak zatem widać, Słońce nieodkryło jeszcze przed nami wszystkich swoich tajemnic i zasługuje na dalsze studia.

Rozmiary i kształt Słońca: wielki bąbel gazuWykładając na kursach w ramach programu Astronomy 101, zawsze zadawałem słuchaczompytanie: „Dlaczego Słońce ma taki rozmiar, jak ma?”. Setki ust zastygały w niemym zdziwieniu,dziesiątki par oczu błądziły wzrokiem po suficie i ścianach, zazwyczaj jednak nikt nie miałnajmniejszego pojęcia, o co może mi chodzić. Pytanie wydawało się całkowicie nielogiczne:wszystko ma jakiś rozmiar, czyż nie? Więc w czym problem?


Tu pojawia się jednak wątpliwość: jeśli Słońce zbudowane jest wyłącznie z gazu (a jest takw istocie), co spaja je i wiąże w całość? Dlaczego nie rozpłynie się ono jak wydmuchniętekółko papierosowego dymu? Odpowiedź, mój przyjacielu, brzmi: to grawitacja nie pozwalagazom rozpierzchnąć się w przestrzeni kosmicznej. Grawitacja (o której wspominam w rozdziale 1.)to siła, jakiej podlega wszystko w całym wszechświecie. Słońce ma tak wielką masę (330 tysięcyrazy większą od masy Ziemi), że jego potężna grawitacja nie pozwala uciec gazom, z którychjest zbudowane.

Tu jednak pojawia się kolejne pytanie: skoro grawitacja ściąga gaz z taką siłą, dlaczego nieskompresuje go do kuli o wiele mniejszych rozmiarów? Sprawa jest prosta: wysokie ciśnienie.Im gorętszy gaz i silniejsza ściskająca go grawitacja (lub inna siła), tym większe jego ciśnienie.Ciśnienie gazów rozdyma Słońce, podobnie jak powietrze rozdyma dętkę w kole samochodu.

Grawitacja przyciąga, ciśnienie wypycha. Na powierzchni Słońca, w odległości 696 tysięcykilometrów od jego środka, lub, jak kto woli, promienia Ziemi pomnożonego 54,5 razy, obiete siły równoważą się, czego efektem jest stały rozmiar naszej gwiazdy. We wnętrzu Słońcazmieściłoby się milion trzysta tysięcy Ziem, pytanie tylko skąd je wziąć?

Z tej samej przyczyny Słońce zachowuje okrągły kształt: grawitacja przyciąga materię dośrodka ze wszystkich kierunków, zmagające się z grawitacją ciśnienie we wszystkich kierunkachową materię zaś wypycha. Gdyby prędkość rotacji Słońca była odpowiednio duża, w efekciedziałania siły nazywanej siłą odśrodkową wybrzuszyłoby się ono w okolicach równika, a spłaszczyłona biegunach. Słońce jednak bardzo wolno obraca się wokół własnej osi. Czas obrotu wynosi25 dni na równiku i nieco więcej w pobliżu biegunów. Żadna wypukłość nie jest niezauważalna.

Budowa Słońca: pomiędzy jądrem a koronąSłońce dzieli się zasadniczo na pięć warstw: dwie wewnętrzne i trzy znajdujące się na zewnątrz(zobacz rysunek 10.2). Wierzchnia, widzialna część to fotosfera (kula światła). Obszarznajdujący się poniżej fotosfery — inaczej mówiąc wnętrze Słońca — nosi nazwę otoczki.W samym centrum tego kłębowiska gazu znajduje się jądro. To tam, w jego sercu, w wynikureakcji termojądrowej powstaje niemal cała energia słoneczna uwalniana następnie w postacipromieni gamma, wysokoenergetycznej formy światła, oraz neutrin, specyficznych cząstekelementarnych. Opiszę je w dalszej części rozdziału, w podrozdziale „Słoneczne BiuroŚledcze, czyli tajemnica zaginionych neutrin”. Promienie gamma wpychają atomy na siebie,a te nieustannie zderzają się ze sobą i odbijają od siebie niczym piłeczki. Ten ruch wynosi jew górę, ku powierzchni, i ostatecznie na zewnątrz Słońca. Neutrina przenikają je i odlatująw przestrzeń. Im bliżej powierzchni, tym temperatura na Słońcu jest niższa.

Jądro Słońca dzieli się na dwie części. Obszar położony głębiej — jądro generujące energię— rozciąga się w odległości około 174 tysięcy kilometrów od centrum gwiazdy. Pozostała częśćjądra, otaczająca ów termojądrowy „piec”, nosi nazwę strefy radiacji.

W odległości około 494 tysięcy kilometrów od centrum (to mniej więcej 71% dystansu, jakidzieli środek Słońca od widzialnej już fotosfery) jądro zaczyna przekształcać się w kolejnąwarstwę — strefę (otoczkę) konwekcyjną. Gorąca materia w postaci strumieni gazu unosi się,by oddawszy energię fotosferze, ostygnąć i ponownie opaść. Ten sam proces ma miejscew trakcie gotowania wody, kiedy ciepło z dna naczynia przenoszone jest ku powierzchni.Specjaliści zajmujący się fizyką Słońca uważają, że pole magnetyczne, wywołujące plamysłoneczne i wyzwalające w górnych rejonach atmosfery różnego typu eksplozje, generowane jestgłównie w dolnej części strefy konwekcyjnej.


Rysunek 10.2.Słońce

— fundamentżycia i źródło

energii naszegowycinka

wszechświata

Temperatura w strefie konwekcyjnej spada z 2,2 miliona stopni Celsjusza w jej centrumdo „zaledwie” 5500ºC w rejonie, w którym przechodzi ona w kolejną warstwę — fotosferę.Fotosfera jest odpowiedzialna za emisję niemal całości widzialnego światła słonecznego(z wyjątkiem zjawisk widocznych w czasie zaćmienia Słońca lub za pomocą specjalnychinstrumentów). Ciemne plamy widoczne na fotosferze (tzw. plamy słoneczne) to najbardziejcharakterystyczny element jej powierzchni.

Jeśli zamierzasz oddać się obserwacjom jasnego słonecznego dysku, w pierwszej kolejnościpowinieneś bezwarunkowo zastosować środki bezpieczeństwa opisane dalszej części tegorozdziału w podrozdziale „Oślepiające piękno — bezpieczne techniki obserwacji Słońca”.

Temperatura warstw powyżej fotosfery zamiast — zgodnie z logiką — maleć, jeszczebardziej wzrasta. Przyczyna tego zjawiska jest jedną z największych tajemnic naszej gwiazdyi od dziesięcioleci frapuje naukowców. Bezpośrednio nad fotosferą rozciąga się chromosfera(strefa barwna). Co ciekawe, choć mierzy ona zaledwie 1600 kilometrów grubości, jejtemperatura sięga 10 000ºC.

Do obserwacji leżącej na krawędzi dysku słonecznego chromosfery najlepiej posłużyć sięfiltrem H-alfa, o którym wspomnę jeszcze w zakładce „Słońce dla bogaczy” w dalszej częścitego rozdziału. Nie każdy jednak może sobie na niego pozwolić. Nic straconego: zdjęciachromosfery, wykonane za pomocą zaawansowanych teleskopów, znajdziesz m.in. nastronach internetowych NASA i NOAA (zobacz podrozdział „Słońce w Sieci”), a takżewitrynach prowadzonych przez profesjonalne obserwatoria astronomiczne. Doskonałą okazjądo obserwacji chromosfery jest całkowite zaćmienie Słońca, o którym również opowiemszerzej w dalszej części rozdziału. W czasie zaćmienia chromosfera jest widoczna w postacicienkiej czerwonej obwódki wokół krawędzi Księżyca blokującego w tym czasie światłoemitowane przez fotosferę.

Ponad chromosferą rozciąga się korona — warstwa tak rozrzedzona i naładowana elektrycznie,że o jej kształcie decyduje pole magnetyczne. Tam, gdzie linie pola magnetycznego przenikająkoronę i biegną w przestrzeń kosmiczną, warstwa koronalnego gazu jest cienka i ledwiewidoczna, a on sam z łatwością ucieka w postaci wiatru słonecznego (zajrzyj do podrozdziału


„Wiatr słoneczny kontra ziemska magnetosfera”). W miejscach, gdzie linie pola docierająjedynie do górnej warstwy korony, by następnie — tworząc swego rodzaju pętlę — „zawrócić”w kierunku powierzchni Słońca, odpływ gazu nie zachodzi, a korona jest tam grubsza i jaśniejsza.Temperatura korony osiąga niewyobrażalną wartość miliona stopni Celsjusza, choć bywają naniej miejsca, gdzie jest jeszcze wyższa. Interesującym zjawiskiem są tzw. protuberancje, strukturyskładające się z gazu o temperaturze znacznie niższej aniżeli otaczająca je materia korony.Tor ich ruchu jednoznacznie wskazuje na wpływ pola magnetycznego. Można je obserwowaćw trakcie całkowitego zaćmienia Słońca lub za pomocą filtra H-alfa.

Obszarem przejściowym pomiędzy chromosferą a wielokroć od niej gorętszą koroną jestniezwykle cienka strefa — warstwa przejściowa, niemożliwa do obserwacji.

Aktywność słoneczna— co tam się właściwie dzieje?Termin aktywność słoneczna odnosi się do wszelkiego rodzaju zmian i anomalii zachodzącychkażdej sekundy i każdego dnia na powierzchni Słońca oraz w jego atmosferze. Decydującywpływ na wszystkie formy aktywności słonecznej, w tym jedenastoletni cykl plam na Słońcuoraz kilka innych, niekiedy dłuższych cykli, wydaje się mieć magnetyzm Słońca. Głębokowe wnętrzu naszej gwiazdy naturalne dynamo nieustannie wytwarza coraz to nowe polemagnetyczne. Jego linie przenikają ku powierzchni i dalej, w wyższe warstwy atmosferySłońca, gdzie formują pętle i przyczyniają się do powstania wszelkiego rodzaju anomalii.Najnowsze obserwacje pozwoliły odkryć w wyższych warstwach słonecznej atmosferydodatkowe źródła pola magnetycznego.

Do pomiaru pola magnetycznego Słońca służy urządzenie zwane magnetografem słonecznym,działające w oparciu o obserwację wpływu pola na promieniowanie Słońca. Na stronachinternetowych prowadzonych przez profesjonalne obserwatoria słoneczne możesz obejrzećzdjęcia pola magnetycznego naszej gwiazdy wykonane przez wyspecjalizowane teleskopy(zobacz podrozdział „Słońce w Sieci”). Obserwacje dowodzą, że widoczne na powierzchniSłońca plamy są rejonami zagęszczonego pola magnetycznego, a ich skupiska charakteryzująsię północną i południową biegunowością magnetyczną. Na obszarach położonych nazewnątrz plam pole magnetyczne jest stosunkowo słabe.

W świetle najnowszych obserwacji za eksplozje i erupcje, a także większość nieustanniezachodzących na Słońcu zmian odpowiedzialna jest aktywność magnetyczna Słońca. Zmiennepole magnetyczne wzbudza w danym miejscu prąd elektryczny (podobnie jak w prądnicy),a gdy dwa przeciwnie zorientowane pola magnetyczne spotkają się ze sobą, towarzyszące temu„spięcie” (nazywane w żargonie astronomów rekoneksją magnetyczną) powoduje wyrzuceniew przestrzeń ogromnych ilości energii.

W kolejnych podrozdziałach nieco bardziej szczegółowo przyjrzymy się różnym przejawomaktywności słonecznej.

Koronalne wyrzuty masy, czyli skąd biorą się rozbłyski SłońcaPrzez dziesięciolecia astronomowie byli przekonani, że najpotężniejsze eksplozje, jakie zachodząna Słońcu, są wywoływane przez rozbłyski słoneczne. Uważano za pewnik, że wybuchy sązapoczątkowywane w warstwie chromosfery (opisanej wcześniej).

Współcześni badacze wiedzą już, że byli niczym ów ślepiec, który namacawszy trąbę słonia,miał pewność, że posiadł całość wiedzy o zwierzęciu, podczas gdy w rzeczywistości poznałjedynie jedną z najmniej ważnych części ciała kolosa. Obserwacje przeprowadzane z kosmosu


dowiodły, że za najsilniejsze ze słonecznych eksplozji odpowiadają nie rozbłyski, lecz koronalnewyrzuty masy — olbrzymie erupcje mające miejsce w koronie słonecznej. Bywa, że wyrzutmasy inicjuje pod sobą rozbłysk słoneczny w dolnej części korony i w chromosferze. Zdjęciarozbłysków słonecznych możesz obejrzeć na stronach internetowych profesjonalnychobserwatoriów. Co charakterystyczne, wraz ze wzrostem liczby plam słonecznych w czasiejedenastoletniego cyklu (więcej na ten temat za chwilę) notuje się większą liczbę rozbłysków.

Przez długie lata naukowcy nie zdawali sobie sprawy z występowania koronalnych wyrzutówmasy, gdyż te są po prostu niewidoczne. Okazja przypatrzenia się koronie słonecznej w dobrychwarunkach obserwacyjnych przytrafiała się rzadko, podczas niezbyt długich momentówcałkowitego zaćmienia Słońca (zajrzyj do podrozdziału „Zaćmienie Słońca” w dalszej częścitekstu). Tymczasem doskonale widoczne rozbłyski badane były przez naukowców wyjątkowointensywnie i nie dziwi fakt, że przeceniali oni ich znaczenie.

Postać erupcji mogą przyjąć również niektóre typy protuberancji (opisane we wcześniejszejczęści rozdziału), widoczne na krawędzi tarczy słonecznej za pomocą filtra H-alfa.

Jeśli obserwowane na zdjęciach satelitarnych koronalne wyrzuty masy nie rozpraszają sięw przestrzeni międzyplanetarnej, lecz tworzą wokół Słońca ogromną, rozprzestrzeniającą sięaureolę (halo), są powody do niepokoju. Uformowanie się halo oznacza, że wyrzut masy —niekiedy miliardy ton zjonizowanej i namagnetyzowanej plazmy — pędzi w kierunku Ziemiz prędkością przekraczającą półtora miliona kilometrów na godzinę. Efekty jej zderzenia z ziemskąmagnetosferą (więcej w rozdziale 5.) bywają czasem katastrofalne w skutkach. Przeczytasz o tymw podrozdziale „Wiatr słoneczny kontra ziemska magnetosfera”.

Jeśli na którymś z najnowszych zdjęć satelitarnych Słońca dostrzeżesz zarysowującą się wokółniego aureolę, zajrzyj na stronę internetową www.sec.noaa.gov/today.html, prowadzoną przezCentrum Badań nad Przestrzenią Kosmiczną (ang. Space Environment Center) amerykańskiejNarodowej Administracji Oceanu i Atmosfery (ang. National Oceanic and Atmospheric Administration,NOAA). Kto wie, być może pojawiła się tam już niepomyślna… kosmiczna prognoza pogody?

Cykle w cyklach: Słońce i jego plamyPlamy słoneczne to regiony silnej koncentracji pola magnetycznego na fotosferze, mającepostać ciemnych obszarów na powierzchni słonecznego dysku (zobacz rysunek 10.3).Charakterystyczną ich cechą jest to, że mają temperaturę niższą niż otoczenie i zazwyczajpojawiają się w grupach.

Występowanie plam na Słońcu cechuje periodyczność, a ich liczba zmienia się w ramachjedenastoletniego cyklu — słynnego cyklu plam słonecznych. W przeszłości zwykło się obwiniaćje niemal o wszystko: począwszy od złej pogody, na krachach na giełdach skończywszy. Dwamaksima tego cyklu (momenty największej aktywności Słońca) dzieli zazwyczaj 11 lat, okres tenniekiedy jednak waha się. Co więcej, liczba plam podczas maksimum może znacznie różnić sięod liczby plam podczas kolejnego. Jak do tej pory nie udało się odkryć przyczyny tego zjawiska.

Ruch obrotowy Słońca wywołuje wrażenie przemieszczania się grup plam z zachodu nawschód jego tarczy. Największa z plam położonych po zachodniej stronie grupy nosi nazwęsię plamy prowadzącej; największa z przeciwległych, wschodnich, to plama postępująca.

Obserwacje za pomocą magnetografów pozwoliły ujawnić pewne prawidłowości dla przeważającejliczby grup plam słonecznych. W czasie określonego jedenastoletniego cyklu wszystkie plamyprowadzące występujące na północnej półkuli Słońca mają północną polaryzację magnetyczną,plamy postępujące cechują się wtedy polaryzacją południową. Na półkuli południowej sytuacja jestodwrotna: plamy prowadzące mają południową, a postępujące — północną polaryzację magnetyczną.

http://www.sec.noaa.gov/today.html


Rysunek 10.3.Grupa plam

słonecznychdwunastokrot-nie większa od

Ziemi, sfoto-grafowana

23 września2000 roku

Dzięki uprzejmości SOHO, NASA/ESA

Oto jak należy rozumieć biegunowość Słońca: igła kompasu, która na Ziemi wskazywaćbędzie magnetyczną północ, również i na Słońcu skierowałaby się w stronę polaryzacjipółnocnej. Południowa polaryzacja magnetyczna Słońca to ta, od której igła „ziemskiego”kompasu odchyliłaby się.

Wydawać by się mogło, że nic prostszego. A jednak: w momencie rozpoczęcia nowego,jedenastoletniego cyklu… biegunowość ulega całkowitemu odwróceniu. Na półkuli północnejwszystkie plamy prowadzące zyskują polaryzację południową, a postępujące — północną.Analogiczna zmiana następuje i w przypadku półkuli południowej: plamy prowadzące mająteraz polaryzację północną, a postępujące — południową.

Owe zaskakujące anomalie tłumaczy sformułowana przez astronomów definicja cyklu magnetycznegoSłońca. Trwa on 22 lata i obejmuje 2 pełne cykle plam słonecznych. Co 22 lata „procedura”zmiany polaryzacji pól magnetycznych na Słońcu rozpoczyna się od nowa.

„Stała słoneczna”, czyli czas na zmianyCałkowita ilość energii emitowanej przez naszą gwiazdę określana jest nazwą dzielnościpromieniowania Słońca. Astronomów o wiele bardziej interesuje jednak ilość energii słonecznej,jaka dociera do Ziemi — tzw. stała słoneczna. Aby zaspokoić ciekawość zainteresowanych, powiem,że wartość stałej słonecznej, definiowanej jako ilość energii otrzymywanej w ciągu 1 sekundyprzez 1 cm² powierzchni ustawionej prostopadle do promieniowania w średniej odległościZiemi od Słońca i przed wejściem promieniowania do ziemskiej atmosfery, wynosi około1368 W/m².


Pomiary wykonane przez satelity słoneczne i meteorologiczne NASA w latach 80. ubiegłegowieku ujawniły niewielkie zmiany wartości stałej słonecznej, będące skutkiem ruchuobrotowego Słońca, a ściślej rzecz biorąc, przejść dużych grup plam słonecznych. Wydawaćby się mogło, że w czasie pojawienia się na powierzchni słonecznego dysku ciemnych plamZiemia otrzymuje mniej energii niż zazwyczaj. Otóż jest dokładnie na odwrót: im więcej plamna Słońcu, tym większe promieniowanie przyjmowane przez Ziemię. To kolejna z tajemnicSłońca, nad którą łamią sobie głowy astronomowie.

Według teorii sformułowanych przez astrofizyków Słońce w latach swojej „młodości” było niecojaśniejsze aniżeli przez ostatnich kilka miliardów lat. Ponadto, gdy za około 5 – 6 miliardów latprzekształci się ono w czerwonego olbrzyma, emitować będzie w kierunku Ziemi dużo więcejenergii niż dziś (więcej w rozdziale 11.).

Jak więc widać, „stała” słoneczna to pojęcie dość umowne i raczej przejaw myślenia życzeniowego.Na szczęście miłośnicy astronomii nie muszą martwić się jej fluktuacjami, są one bowiemniewykrywalne w krótkich interwałach czasowych.

Wiatr słoneczny kontra ziemska magnetosferaKoronalnych wyrzutów masy (opisanych w jednym z poprzednich podrozdziałów) zazwyczajnie da się obserwować przy użyciu amatorskiego sprzętu, są one jednak doskonale widoczneprzez teleskopy umieszczone w przestrzeni kosmicznej. Wyrzuty masy to miliardy tonzjonizowanego i namagnetyzowanego gazu — plazmy słonecznej — wyrzucane w przestrzeńmiędzyplanetarną, gdzie niekiedy zderzają się z ziemską magnetosferą (magnetosfera to rozległyobszar otaczający Ziemię, w którym elektrony, protony i inne naładowane elektrycznie cząstkinieustannie zderzają się ze sobą, „uwięzione” przez ziemskie pole magnetyczne; pełni funkcjęparasola chroniącego naszą planetę przed koronalnymi wyrzutami masy i wiatrem słonecznym).

Jednym z typów plazmy słonecznej jest wiatr słoneczny — strumień emitowanych przez koronęSłońca cząsteczek, pędzący w przestrzeni kosmicznej z ogromną prędkością, której średniawartość wynosi 470 km/s (około 170 tysięcy km/h).

Strumienie wiatru słonecznego nieustannie bombardują i deformują ziemską magnetosferę,a ich ciśnienie spłaszcza jej czoło i rozciąga tylną jej część na kształt ogona. Efektem zakłóceńpola magnetycznego Ziemi, szczególnie tych spowodowanych docierającą do Ziemi materiąwyrzuconą podczas erupcji na powierzchni Słońca (np. koronalnych wyrzutów masy), bywajązjawiska świetlne w postaci zorzy północnej (aurora borealis) lub południowej (aurora australis),a także burze geomagnetyczne (więcej na temat zórz przeczytasz w rozdziale 5.). To już nieprzelewki: burze geomagnetyczne w poważnym stopniu zwiększają niebezpieczeństwo awariienergetycznych sieci przesyłowych (powodując niejednokrotnie ich poważne uszkodzeniai wyłączenia), generują niekontrolowane prądy w rurociągach i gazociągach, zakłócająfunkcjonowanie systemów łączności radiowej, przyczyniają się do awarii kosztownychsatelitów. Niektórzy ludzie utrzymują, że zdarzało im się usłyszeć zorzę.

Zaburzenia na powierzchni Słońca i ich oddziaływanie na pole magnetyczne Ziemi określanesą mianem pogody kosmicznej. Najnowszy raport na temat jej stanu, a także najbardziejaktualną prognozę pogody w kosmosie znajdziesz na wspomnianej już witrynie internetowejwww.sec.noaa.gov/today.html prowadzonej przez Centrum Badań nad Przestrzenią Kosmicznąamerykańskiej Narodowej Administracji Oceanu i Atmosfery.

http://www.sec.noaa.gov/today.html


Słoneczne Biuro Śledcze,czyli tajemnica zaginionych neutrinFuzja jądrowa zachodząca w czeluściach Słońca to nie tylko proces przemiany wodoruw hel i produkcja rozpalającej całą gwiazdę energii w postaci promieni gamma. To równieżuwolnienie ogromnych ilości neutrin, naładowanych elektrycznie cząstek subatomowycho masie bliskiej zeru, przemierzających przestrzeń kosmiczną niemal z prędkością światłai przenikających prawie wszystko na swojej drodze.

Neutrino jest niczym gorący nóż włożony w masło — z łatwością pokonuje każdą przeszkodę.Wydostanie się z głębin słonecznego pieca na zewnątrz gwiazdy nie sprawia mu najmniejszychtrudności. Te, które pędzą w kierunku Ziemi, przeszywają ją na wylot i „wydostają” się podrugiej stronie naszej planety. Różnica pomiędzy neutrino a nożem polega na tym, że nóżpowoduje roztopienie masła, z którym wchodzi w kontakt. Neutrino przenika jedynie ciało,które stanęło mu na przeszkodzie, w zdecydowanej większości przypadków nie powodującjakichkolwiek zmian w jego strukturze.

Rzadkie wyjątki w postaci ich wejścia w interakcję z materią są wykrywane na drodzeeksperymentów fizycznych — w wielkich, podziemnych laboratoriach zwanych detektoramineutrin trwa cierpliwe oczekiwanie na cząsteczki przenikające Ziemię, skrupulatnie rejestrowaneneutrina słoneczne. Laboratoria tego typu są zlokalizowane najczęściej głęboko pod powierzchniąziemi, w starych kopalniach bądź tunelach wydrążonych pod masywami górskimi. Eliminującobecność innych cząsteczek (pochodzących z promieniowania kosmicznego), naukowcystarają się ułatwić sobie odróżnienie neutrin od innych obiektów.

Liczenie neutrin słonecznych nie jest sprawą łatwą, jednak pomimo to przeprowadzone w latach60. XX w. eksperymenty wykazały znaczny ich niedobór: liczba neutrin docierających doZiemi była znacznie niższa, aniżeli można byłoby się spodziewać po obserwowanej w czasiebadań aktywności Słońca i ilości emitowanej przez nie energii.

Niedobór neutrin słonecznych nie jest z pewnością bolączką, która spędza nam sen z powiek.Mamy o wiele gorsze zmartwienia: AIDS, wyniszczające niektóre części naszego globu wojny,głód, wycinka lasów tropikalnych, rosnąca liczba gatunków fauny i flory zagrożonych wyginięciem,kurczenie się zasobów nieodnawialnych źródeł energii itd. Jednak owa rozbieżność nie dawałaspokoju naukowcom, zmuszając ich do rewizji dotychczasowych teorii fizyki cząstekelementarnych, jak i modyfikacji teoretycznego modelu wnętrza Słońca.

Ostatecznie badaczom z kanadyjskiego laboratorium w Sudbury oraz kilku innych ośrodkówudało się rozwikłać zagadkę „brakujących” cząstek. Okazuje się, że niektóre typy neutrinpowstających we wnętrzu Słońca przekształcają się w czasie drogi w kierunku Ziemi w innytyp, którego nie były w stanie wykryć obserwatoria informujące o rzekomym niedoborze.Innymi słowy, problem polegał nie tyle na niedostatku wiedzy na temat istoty generowaniaenergii przez Słońce czy ilości emitowanych przez nie neutrin, co na brakach w wyposażeniulaboratoryjnym. Rozważmy analogiczny przykład: załóżmy, że w ramach corocznego liczeniaptaków masz za zadanie policzyć przedstawicieli pewnego gatunku, dysponując jedynielornetką z kolorowymi soczewkami. Kolorowe szkło znacznie utrudni Ci wypatrzenie ptakówo określonym upierzeniu, nic więc dziwnego, że uznasz, dajmy na to, czyżyka, za gatunekzagrożony. Tymczasem populacja czyżyka ma się doskonale, a problem polega na tym, że toTy widzisz jedynie wróble.


Cztery miliardy i świeci dalej!Przyszłość naszego SłońcaPewnego dnia wyczerpią się zapasy słonecznego paliwa, co oznaczać będzie nieuchronnykoniec naszej gwiazdy. Każda gwiazda musi przecież kiedyś zejść ze sceny. Zaprzestanieprodukcji energii i ciepła przez Słońce sprawi, że życie na Ziemi przestanie istnieć. Czyżbyoceany i atmosfera miały zamarznąć? Nic z tego! Słońce, które za kilka miliardów lat przekształcisię w czerwonego olbrzyma (więcej na ten temat w rozdziale 11.), rozedmie się i zwyczajnie„usmaży” oceany. Ziemskie akweny wyparują, zanim będą miały okazję zamarznąć.

Przeczytaj uważnie poprzedni akapit: nie napisałem, że oceany zamarzną, stwierdzam jedynie,że mogłyby, gdyby pozbawić Ziemię energii dostarczanej przez Słońce. W rzeczywistości ilośćenergii, jaka zacznie docierać do naszej planety tuż przed „śmiercią” Słońca, wzrośnie takbardzo, że Ziemia zmieni się w wielką szklarnię, a ludzkość (o ile jeszcze będzie istnieć)wyginie z gorąca, nie z zimna. Jeśli zaś chodzi o morza, prędzej należy spodziewać się gotowanegotuńczyka niż mrożonego dorsza. A my przebąkujemy coś o globalnym ociepleniu!

W końcowej fazie „życia” czerwony olbrzym, którym stanie się Słońce, odrzuci zewnętrznepowłoki, tworząc charakterystyczny, przepiękny kształt rozprzestrzeniającego się świecącegoobłoku gazowego, nazywanego przez astronomów mgławicą planetarną. Tymczasem poludzkości nie będzie już najmniejszego śladu i nie znajdzie się nikt, kto doceniłby piękno tegozjawiska. Aby więc zobaczyć atrakcje, jakie z pewnością nas ominą, warto przyjrzeć się innymmgławicom tego typu, uformowanym wokół wygasłych już gwiazd (zajrzyj do rozdziału 12.).

Mgławica będzie stopniowo gasnąć i po pewnym czasie jedyne, co z niej pozostanie, toprzypominająca rozżarzony węgielek smutna pozostałość po naszym Słońcu, niewielki obiektzwany białym karłem. Choć z początku niezwykle gorący, wielkością zbliżony do Ziemi, będziezbyt mały, aby emitować w kierunku naszej planety większe ilości energii. Wszystko, co jeszczeistniało na powierzchni Ziemi, zamarznie. Sam biały karzeł będzie żarzył się niczym dogasająceognisko, stopniowo gasnąc.

Na szczęście mamy jeszcze około 5 miliardów lat do spełnienia się tego ponurego scenariusza.Będzie to już zmartwienie przyszłych pokoleń, równie ważne, jak pozostawiony przez nasdług narodowy i trudność w zdobyciu pierwszego wydania tej książki.

Oślepiające piękno— bezpieczne techniki obserwacji Słońca

Pierwsze ważne odkrycie dotyczące Słońca, dokonane za pomocą teleskopu, ma na swoim koncieżyjący na przełomie XVI i XVII w. włoski astronom Galileusz. Obserwując przemieszczaniesię plam słonecznych po powierzchni gwiazdy, doszedł do wniosku, że Słońce obraca sięwokół własnej osi. Według niektórych relacji Galileusz przypłacił obserwacje Słońca znacznąślepotą. Owe opowieści mogą równie dobrze być zmyślone, potraktuj to jednak jako ostrzeżenie:spoglądanie na Słońce za pomocą teleskopu bądź jakiegokolwiek innego przyrządu optycznegojest niebezpieczne. Teleskop (bądź lornetka) zbiera o wiele większą ilość światła niż okonieuzbrojone i skupia je na niewielkim fragmencie siatkówki Twojego oka, co może wywołaćnatychmiastowe i poważne jej uszkodzenie. Czy widziałeś kiedyś, jak skupiane za pomocąsoczewki promienie słoneczne zapalają kawałek papieru? W przypadku teleskopu rzecz ma sięmniej więcej podobnie.


Oglądanie Słońca okiem nieuzbrojonym jest złym pomysłem, a w niektórych przypadkachmoże grozić wręcz trwałą utratą wzroku! Nawet najkrótsza obserwacja Słońca przez teleskop,lornetkę bądź jakikolwiek inny instrument optyczny (Twój własny czy należący do kogośinnego) jest bardzo niebezpieczna, o ile sprzęt nie jest wyposażony w przeznaczone specjalniedo obserwacji Słońca wysokiej jakości filtry renomowanego producenta. Możesz jednakprzypatrywać się Słońcu przy zastosowaniu techniki zwanej projekcją (czytaj dalej). Jeślibędziesz skrupulatnie przestrzegać wskazówek zamieszczonych w dalszej części tekstu, niemalzupełnie zminimalizujesz ryzyko. Początkującym sugerowałbym jednak przeprowadzaniepierwszych obserwacji Słońca pod czujnym okiem bardziej doświadczonego miłośnikaastronomii lub profesjonalisty (informacje na temat klubów astronomicznych i innychprzydatnych źródeł znajdziesz w rozdziale 2.).

Metoda projekcyjnaMetodą projekcyjną jako pierwszy posłużył się Galileusz: ustawił on swój teleskop tak, by tenrzucał obraz Słońca na ekran w sposób przypominający wyświetlanie pokazu slajdów z rzutnika.Metoda projekcji jest jednak polecana wyłącznie posiadaczom prostych modeli teleskopów,takich jak reflektor Newtona czy refraktor.

Jak wyjaśniłem w rozdziale 3., w teleskopie typu newtonowskiego zastosowanie znajdująwyłącznie zwierciadła (z wyjątkiem okularu umieszczanego pod kątem prostym u górytubusa). Głównym elementem ogniskującym światło w refraktorze jest z kolei soczewka.

Metody projekcyjnej nie powinno stosować się w przypadku teleskopów Schmidta-Cassegrainai Maksutova-Cassegraina, tj. takich, w których wykorzystywane są zarówno soczewki, jaki zwierciadła. Co za tym idzie, posiadacze np. cenionego wśród astronomów teleskopu MeadeETX-90/PE (więcej na temat typów teleskopów przeczytasz w rozdziale 3.) powinni sięgnąćpo inną metodę obserwacji Słońca. Skupione światło słoneczne może spowodować przegrzaniei uszkodzenie elementów wewnątrz szczelnie zamkniętej tuby teleskopu, narażając obserwującegona niebezpieczeństwo.

Oto, w jaki sposób bezpiecznie obserwować Słonce przy użyciu metody projekcyjnej:

1. Ustaw refraktor/reflektor Newtona na stelażu.

2. Zainstaluj okular o możliwie najmniejszym powiększeniu.

3. Skieruj obiektyw teleskopu w kierunku, z którego w przybliżeniu dobiega światłosłoneczne. Pod żadnym pozorem nie spoglądaj przez przyrząd bądź wzdłuż osijego tuby. Nie zbliżaj się do okularu i nie stawaj za nim, gdyż w momenciepojawienia się wiązki skupionego światła słonecznego może to grozić poważnymoparzeniem. Dopilnuj, aby osoby postronne odsunęły się na bezpiecznąodległość.

4. Odszukaj cień teleskopu padający na ziemię.

5. Metodą „prób i błędów”, poruszając teleskopem we wszystkich kierunkach,staraj się nadać mu położenie, w którym jego padający na ziemię cień będzietak mały, jak to tylko możliwe.

Pod lub za teleskopem, prostopadle do jego osi optycznej, należy podłożyć kawałeksztywnego kartonu tak, by rzucany przez teleskop cień padał dokładnie na niego.Możesz to zrobić Ty bądź ktoś Ci towarzyszący. Poruszaj teleskopem do momentu,w którym rzucany na karton-ekran cień tubusa nie przybierze pełnego, ciemnego,okrągłego kształtu.


6. Przytknij do okularu jeszcze jeden kawałek kartonu pełniący funkcję przesłony.Słońce pojawi się w polu widzenia, a jego obraz wyświetli się na ekranie.

Z początku obraz Słońca wyświetlany na ekranie może być nieostry, Poruszającteleskopem i zmieniając odległość między nim a ekranem, koryguj obraz tarczy słonecznejaż do uzyskania właściwej, zadowalającej ostrości.

Na rysunku 10.4 widzisz metodę projekcyjną w praktyce. Najłatwiej i najprościej będzie,jeśli zwrócisz się o fachową poradę do któregoś z doświadczonych członków Twojego kołaastronomicznego (wróć do rozdziału 2., gdzie zawarte są wskazówki, jak znaleźć klubmiłośników astronomii w Twojej okolicy).

Rysunek 10.4.Projekcja obra-

zu Słońca najasną po-

wierzchnięchroni Twój

wzrok

Nawet jeśli będziesz unikać spoglądania przez teleskop, musisz być świadomy innychniebezpieczeństw, jakie niesie ze sobą metoda projekcyjna. Pewnego razu, będąc uczestnikiemprojektu w jednej z brooklyńskich szkół, widziałem młodzieńca, który dokonywał projekcjiobrazu Słońca przez 18-centrymetrowy teleskop. Zgodnie z zaleceniami nie zbliżał on twarzydo okularu, jednak w pewnym momencie nieopatrznie przybliżył do niego swoją rękę.Gorąca, skupiona wiązka słonecznego światła w mgnieniu oka wypaliła dymiącą dziuręw rękawie jego skórzanej kurtki.

Posługując się teleskopem jako projektorem obrazu Słońca, musisz zachować szczególneśrodki ostrożności. Pod żadnym pozorem nie wolno dopuszczać w pobliże przyrządu dzieci,nie wolno też pozwalać, by teleskop obsługiwały osoby nieprzeszkolone w zakresie metodyprojekcyjnej. Absolutnie niedopuszczalne jest spoglądanie przez teleskop na Słońce, nie wolnorównież spoglądać na nie przez lunetę ani celownik, w który może być wyposażony Twójteleskop. Aby wyeliminować groźbę obrażeń, dopilnuj, by żadna z części ciała, ubrania bądźjakiegokolwiek przedmiotu (z wyjątkiem kartonowego ekranu) nie znalazła się na drodzewiązki skupionego światła słonecznego.


Słońce dla bogaczySpecjalne filtry słoneczne — filtry H-alfa — umożli-wiają obserwację o wiele większej ilości szczegółówpowierzchni Słońca aniżeli w zwykłym, emitowanymprzez nie świetle białym. Filtry tego rodzaju są nie-zbędne, jeśli chcesz cieszyć oczy przepięknymi wido-kami protuberancji, mającymi postać ognistych łukówwznoszących się na krawędzi słonecznego dysku. Naprzyjemność posiadania tego rodzaju wyposażeniamogą pozwolić sobie jedynie bardziej zamożni pasjo-naci astronomii — jego cena, w zależności od para-metrów, kształtuje się w okolicach 1000 dolarów.

Jeśli nie zniechęca Cię cena i masz już nieco do-świadczenia w obserwacji Słońca w świetle białym,powinieneś skusić się na przetestowanie filtrów H-alfa.Jednymi z najbardziej renomowanych producentówtego typu wyposażenia są Thousand Oaks Optical(www.thousandoaksoptical.com) oraz mająca siedzibęw Tucson w stanie Arizona (USA) Coronado Techno-logy Group (www.coronadofilters.com). Może się okazać,

że potrzebny Ci będzie specjalny adapter umożliwiającymontaż filtra, gdyż producenci nie gwarantują, że ich wy-roby będą pasować do wszystkich modeli teleskopów.

Ci, którzy pragną cieszyć oczy widokiem Słońca ogląda-nego przez filtr H-alfa, powinni rozważyć zakup tele-skopu przystosowanego wyłącznie do tego celu. Tochyba najmniej kosztowna i zasadniczo wykluczająca„niespodzianki” związane z montażem opcja. Uznanyw środowisku astronomów Personal Solar Telescopefirmy Coronado kosztuje około 2800 złotych. W zamianza tę niemałą sumę możesz oczekiwać zapierającychdech w piersiach widoków naszej gwiazdy, niedostępnychdla posiadaczy tradycyjnych teleskopów. W oferciefirmy znajdziesz również sprawdzone w warunkach „bo-jowych” lornetki z filtrem H-alfa. Pamiętaj, że sprzętwyposażony w filtry H-alfa jest przeznaczony wyłączniedo obserwacji Słońca.

Gdy nabierzesz wprawy w posługiwaniu się metodą projekcyjną, pora rozpocząć poszukiwaniaplam na Słońcu. Wypatrzywszy je, ponawiaj obserwacje przez kolejne dni, a przekonasz się,że poruszają się one na tle słonecznego dysku. W rzeczywistości, choć plamy wykazują pewneruchy własne, ich zauważalna zmiana położenia na powierzchni Słońca spowodowana jestprzede wszystkim ruchem obrotowym naszej gwiazdy — rotacją słoneczną. W bezpieczny sposóbodkrywasz to samo, co odkrył Galileusz.

Jeśli metoda projekcyjna nie trafia Ci do przekonania lub dysponujesz teleskopem, w którymzastosowane zostały zarówno lustra, jak i soczewki (nieodpowiedni w przypadku tej metodyobserwacji Słońca), w dalszym ciągu możesz bezpiecznie przyglądać się naszej gwieździe,potrzebować będziesz jednak specjalnego filtra słonecznego. Obserwacja Słońca za pomocąfiltra (więcej szczegółów w kolejnym podrozdziale) wymagać będzie od Ciebie znaczącychnakładów, wiedz jednak, że będzie to cena warta zarówno oczekujących Cię widoków,jak i bezpieczeństwa. Czytaj dalej, Galileuszu!

Przysłoń swój teleskopBlokując część bądź większość światła wpadającegodo Twojego teleskopu (poprzez zamontowanie na nimfiltra umożliwiającego przedostanie się światła jedynieokreślonym wycinkiem apertury), przysłaniasz go. Poin-formuj znajomych z klubu astronomicznego, że obser-wujesz Słońce przysłoniętym teleskopem, i sprawdź, czyzapytają Cię, przed czym go chronisz.

Zgadnij, kto jako pierwszy obserwował niebo za po-mocą tej metody? Bingo! Galileusz! Cóż to był za umysł!Obserwując plamy na Słońcu przysłoniętym telesko-pem ,idziesz więc w ślady wielkiego astronoma. Zdra-dzę Ci w sekrecie, że miał on na swoim koncie równieżdość ciekawe doświadczenia fizyczne, takie jak zrzucanieodważników z Krzywej Wieży w Pizie. Do tego akurat Cięnie zachęcam.

http://www.thousandoaksoptical.com

http://www.coronadofilters.com


Filtry mocowane z przodu — pewne i bezpieczneJedyny sposób mocowania filtrów słonecznych, jaki Ci polecam, to umieszczanie ich z przoduteleskopu. Dzięki temu całość światła, jakie wpada do urządzenia, przechodzi przez filtr.

Filtry umieszczane na okularze bądź zamiast niego nie są bezpieczne. Wysoka temperaturaskupionej wiązki światła może je uszkodzić, powodując w konsekwencji poważne obrażeniaoka. Filtry słoneczne należy montować wyłącznie z przodu przyrządu optycznego.

Podstawowe informacje na temat różnych typów teleskopów znajdziesz w rozdziale 3.Do obserwacji Słońca polecam następujące, umieszczane z przodu teleskopu, typy filtrów:

Filtry o pełnej aperturze: mające zastosowanie w przypadku urządzeń o aperturze10 centymetrów bądź mniejszej (apertura to średnica zbierającej światło soczewki lubzwierciadła w Twoim teleskopie), np. opisywany w rozdziale 3. Meade ETX-90/PE.Filtr przykrywa całą średnicę otworu teleskopu, dzięki czemu do urządzenia dostaje sięwyłącznie przefiltrowane światło.

Filtry pozaosiowe: najlepiej sprawdzają się w przypadku teleskopów o aperturzewiększej niż 10 centymetrów, z wyjątkiem refraktorów. Filtr pozaosiowy jest mniejszyniż średnica obiektywu teleskopu, montowany jest jednak na specjalnej płytce-adapterze,przykrywającej całą jego aperturę. Światło słoneczne jest na tyle jasne i silne, że nie makonieczności, by zbierać je całą powierzchnią obiektywu. Większa apertura to (przynajmniejw teorii) lepszy, ostrzejszy obraz, jednak w przypadku większości lokalizacji zakłóceniaatmosferyczne niwelują tę przewagę. Im mniej zbędnego światła słonecznego wpadaprzez obiektyw urządzenia, tym jesteście bezpieczniejsi — Ty i Twój teleskop.

Filtry pozaosiowe nadają się do montażu na większości typów teleskopów (z wyjątkiemrefraktorów). Nie-refraktory mają bowiem zazwyczaj niewielkie części mechaniczne bądźlustra, umieszczone na centralnej osi wewnątrz tuby teleskopu i blokujące część wpadającegodo instrumentu światła słonecznego.

W wyjątkowych przypadkach, gdy „kaliber” Twojego refraktora wynosi 10 bądź więcejcentymetrów, filtr powinien być zamontowany na specjalnej płytce (adapterze) przymocowanejdo obiektywu. Filtr o przekroju mniejszym aniżeli apertura teleskopu należy umieścićw centralnej części adaptera. Wynika to z określonych parametrów soczewek refraktora,które w swojej środkowej części mają lepsze właściwości optyczne aniżeli przy krawędzi.

Filtry słoneczne ma swojej ofercie wielu producentów i ich zakup nie powinien przysporzyćCi większych trudności. Poniżej dwaj wytwórcy słynący z najwyższej jakości oferowanychwyrobów:

Rainbow Symphony, mający swoją siedzibę w Reseda (Kalifornia) oferuje Solar ViewingFilm, wykonany z aluminizowanego poliestru optical grade i sprzedawany w arkuszacho rozmiarach 11×12 cali (w przybliżeniu 28×30,5 cm) w cenie 30 dolarów za sztukę.Arkusz możesz owinąć wokół obiektywu Twojego teleskopu (lub obiektywów lornetki),zabezpieczając go przez zsunięciem się taśmą klejącą lub gumką recepturką. Zapoznaj sięz ofertą firmy na jej stronie internetowej pod adresem www.rainbowsymphony.com.

Thousand Oaks Optical w kalifornijskim Thousand Oaks wytwarza zarówno filtrysłoneczne, obejmujące całą aperturę teleskopu, jak i tzw. pozaosiowe, których obszarczynny położony jest nieco z boku lustra wtórnego. Oba typy filtrów noszą wspólneoznaczenie Type 2 Plus i dobrze sprawdzają się w obserwacji Słońca.

http://www.rainbowsymphony.com


Filtry Type 3 Plus produkcji Thousand Oaks używane są przez astronomów dowykonywania zdjęć Słońca za pomocą teleskopów, nie są jednak wystarczająco ciemne,by polecić je do typowej obserwacji.

Thousand Oaks, podobnie jak Rainbow Symphony, również ma w ofercie filtry słonecznew postaci błony (nakładanej na obiektyw), wykonane na bazie czarnej plastikowej kliszypolimerowej i sprzedawane pod nazwą Black Polymer (i bądź tu człowieku mądry). Ofertafirmy jest dostępna na jej witrynie internetowej pod adresem www.thousandoaksoptical.com.

Używając filtrów słonecznych, bezwzględnie przestrzegaj zaleceń producenta.

Obserwacja — słoneczna zabawaSłońce to fascynująca, nieustannie zmieniająca się kula gazów, która rozważnym obserwatoromoferuje niezapomniane widoki i niezliczone wrażenia. Wystarczy, że zastosujesz odpowiednieśrodki bezpieczeństwa (zajrzyj do poprzednich podrozdziałów), a sam będziesz mógł dołączyćdo licznego grona miłośników obserwacji naszej gwiazdy. To, co zobaczysz na własne oczy,będziesz mógł skonfrontować z zamieszczonymi na licznych stronach WWW zachwycającymi,profesjonalnie przetworzonymi obrazami Słońca. W tym podrozdziale znajdziesz wskazówki,jak najpełniej rozkoszować się pięknem starego, dobrego Słońca.

Ale plama!Gdy Twoje umiejętności nieco okrzepną i nabierzesz już wprawy w bezpiecznej obserwacjiSłońca — bądź to metodą projekcyjną, bądź przy zastosowaniu specjalnych filtrów słonecznych— możesz spróbować swoich sił w śledzeniu plam na powierzchni Słońca. Przestrzegajnastępujących zasad:

Obserwuj Słońce tak często, jak tylko możesz (obwieść szefowi, że przyczyną Twojegospóźnienia nie było bynajmniej zaspanie, liczyłeś bowiem nie owce, a…plamy na Słońcu).

Rejestruj rozmiary i pozycje plam oraz grup plam zaobserwowanych na powierzchnidysku słonecznego.Niektóre plamy mają postać niewielkich, ciemnych punktów. Obserwowane przezpotężne instrumenty optyczne w obserwatoriach plamy o niewielkich rozmiarach to„pory” w powierzchni Słońca. Gdy jednak plama jest odpowiednio duża, jesteś w staniedostrzec jej zróżnicowaną budowę. Położona w jej centrum najciemniejsza część nosinazwę umbry, otaczające ją zaś struktury, jaśniejsze niż umbra, lecz o wiele ciemniejszeniż powierzchnia Słońca, to penumbra.

Sporządź szkic, na którym będziesz zaznaczał zmianę położenia plam w trakcie ruchuobrotowego Słońca. W okolicach równika słonecznego jeden pełny obrót następujew ciągu 25 dni, na biegunach potrzeba na to około 35 dni (to nie pomyłka: Słońce obracasię z różną prędkością na różnych szerokościach — to kolejna z jego nierozwikłanychdo dziś tajemnic).Na stronie internetowej Stowarzyszenia Obserwatorów Księżyca i Planet (ang. Associationof Lunar and Planetary Observers), www.alpo-astronomy.org/, w dziale Solar Section, możeszpobrać formularze przydatne do rejestrowania wyników obserwacji. Być może wykorzystaszje, gdy ich efektami zechcesz podzielić się z profesjonalnymi instytucjami badawczymi.

http://www.thousandoaksoptical.com

http://www.alpo-astronomy.org/


Formularze możesz też otrzymać od polskich organizacji zrzeszających miłośnikówobserwacji Słońca (możesz im też przekazywać wyniki swoich obserwacji). Są toTowarzystwo Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego (TOS, witrynatos.astrowww.pl) oraz Sekcja Obserwacji Słońca Polskiego Towarzystwa MiłośnikówAstronomii (SOS PTMA, witryna sos-ptma.astronomia.pl).

Wypatrując plam na Słońcu, z pewnością zapragniesz kiedyś prowadzić usystematyzowanyzapis obserwacji, w którym uwzględnisz liczbę plam obserwowanych dzień po dniu. Co bardziejdociekliwi będą śledzić zmiany liczby plam w dłuższych (np. rocznych) przedziałach czasowych,chcąc samodzielnie mierzyć natężenie aktywności naszej gwiazdy. Aktywność Słońca, przejawiającasię zmianą liczby plam na jego powierzchni, wyrażana jest tzw. liczbą Wolfa. W dalszej częścirozdziału opowiem Ci, jak wyznaczyć liczbę Wolfa i gdzie szukać oficjalnych danych.

Twoja własna liczba WolfaLiczbę Wolfa, wyrażającą ilość plam słonecznych dla danego dnia, wyznaczysz za pomocąnastępującego wzoru:

R = 10g + s

gdzie R to Twoja „własna” liczba Wolfa, g — liczba grup plam, jakie danego dnia zanotowałeśna powierzchni Słońca, s to zaś całkowita liczba zaobserwowanych tego dnia plam, włączniez plamami wchodzącymi w skład grup. Plamy pojawiają się zazwyczaj pojedynczo i w dużejodległości od siebie; te, które usytuowane są w bliskim sąsiedztwie innych, tworzą wraz nimigrupę. Co ciekawe, na potrzeby obliczeń za grupę uznawana jest również samotna plama(uzasadnienie tego rozumowania jest dość mgliste, jednak w przypadku naukowców niewielejest mnie w stanie zdziwić).

Załóżmy, że określonego dnia naliczyłeś pięć plam: trzy zlokalizowane blisko siebie oraz dwiepojedyncze, każda leżąca z dala od pozostałych. Masz zatem trzy grupy (jedną „normalną”i dwie składające się z pojedynczych plam). Wartość g wynosi więc 3. Całkowita liczbadostrzeżonych plam to pięć, i tyle wynosi zatem wskaźnik s. Czy zRozumiałeś już, o co chodziz liczbą Wolfa?

R = (10 × 3) + 5

R = 30 + 5

R = 35

Oficjalne wartości liczby WolfaJest rzeczą naturalną, że różni obserwatorzy uzyskają różne wartości liczby Wolfa. Jeślisprzyjała Ci pogoda, dysponujesz lepszym teleskopem i obdarzony jesteś lepszą wyobraźnią,obliczony przez Ciebie indeks R będzie z pewnością wyższy niż indeks Twojego sąsiadaKowalskiego. Osiągnąłeś, dajmy na to, R = 59, podczas gdy ten nieudacznik zza płotu możesię pochwalić jedynie R = 35! W polowaniu na plamy słoneczne jesteś mistrzem nad mistrzami!Jeśli zaś chodzi o to, czyj trawnik jest ładniejszy… hmm, pozostawmy to ocenie innych sąsiadów.

Naukowcy z instytutów badawczych, którzy zestawiają i analizują raporty napływające odobserwatorów z całego świata, to doświadczeni znawcy ludzkiej psychiki: wiedzą doskonale,że część z nas za wszelką cenę będzie starać się osiągnąć wynik nie gorszy niż inni, część niejest w stanie przeprowadzić tak udanych obserwacji, część zaś — jak Ty w analizowanymprzykładzie — będzie zawsze daleko z przodu. Owo doświadczenie pozwala im z odpowiednim


dystansem podchodzić do nadsyłanych raportów, a dzięki temu wyważonemu podejściuostateczna uśredniona liczba Wolfa jest zazwyczaj bliska właściwej.

Wyliczaną codziennie liczbę Wolfa możesz sprawdzić w dowolnym momencie na stronieinternetowej www.spaceweather.com.

Według przewidywań naukowców kolejne maksimum cyklu słonecznego nastąpi na przełomielat 2011 i 2012. Jeśli już dziś zaczniesz systematycznie obserwować plamy na Słońcu, byćmoże samemu uda Ci się potwierdzić fakt pojawienia się maksimum, choć specjaliści,wyznaczając moment jego nadejścia, opierają się na o wiele bardziej złożonych obliczeniachaniżeli zaprezentowane przeze mnie przed chwilą. Jeśli swoje obliczenia będziesz prowadzićprawidłowo, w kolejnych, następujących po maksimum latach z pewnością zauważysz postępującyspadek aktywności Słońca (tj. liczby pojawiających się na nim plam). I tak aż do minimumcyklu, w czasie którego przez długie miesiące możesz bezskutecznie wytężać wzrokw poszukiwaniu ciemniejszych miejsc na powierzchni naszej gwiazdy.

Zaćmienie SłońcaNa co dzień najlepszym sposobem obejrzenia skrajnego, najpiękniejszego i stale zmieniającegosię obszaru Słońca, jakim jest korona, jest odwiedzenie stron internetowych (które wymienięza chwilę) z zamieszczonymi na nich zdjęciami Słońca, wykonanymi przez satelity. Jednakwyjątkowy spektakl, jakim jest słoneczna korona, koniecznie należy obejrzeć również na żywoi na własne oczy. Korona w czasie całkowitego zaćmienia Słońca to jeden z najbardziejoszałamiających widoków, jakie sprezentowała nam natura. Oto dlaczego wielu miłośnikówastronomii cierpliwie odkłada pieniądze, aby pewnego dnia spakować się i wyruszyć na wielkąwyprawę szlakiem zaćmienia Słońca (więcej szczegółów w rozdziale 2.). To wielka gratkarównież i dla profesjonalistów, co może wydać się dziwne, biorąc pod uwagę, że mają oni dodyspozycji najbardziej zaawansowane satelity i teleskopy.

Astronomowie dzielą zaćmienia Słońca na częściowe, obrączkowe (pierścieniowe) i całkowite(zobacz rysunek 10.5). Najbardziej widowiskowe jest całkowite zaćmienie Słońca, jednakrównież i niektóre zaćmienia obrączkowe warte są wybrania się w daleką podróż (podczaszaćmienia typu obrączkowego wokół krawędzi Księżyca widoczny jest cienki pierścieńfotosfery). Częściowe zaćmienie Słońca nie należy do zjawisk, dla których warto przemierzaćtysiące kilometrów, gdyż podczas jego trwania nie zobaczysz ani chromosfery, ani korony.Nie znaczy to wcale, że gdy nadarzy się możliwość jego obserwacji, masz schować się w ciemnejpiwnicy. Poza tym początkowe i końcowe stadium zaćmienia całkowitego i obrączkowegoto właśnie zaćmienie częściowe, dobrze jest więc znać techniki jego obserwacji.

Rysunek 10.5.Schemat

zaćmieniaSłońca

http://www.spaceweather.com


Bezpieczna obserwacja zaćmienia SłońcaDo obserwacji częściowego zaćmienia Słońca (będącego również jedną z faz zaćmieniacałkowitego) możesz z powodzeniem zastosować filtry słoneczne opisane w podrozdziale „Filtrymocowane z przodu — pewne i bezpieczne”. Wybór techniki obserwacji zależy wyłącznieod Ciebie: możesz wpatrywać się w Słońce przez wyposażony w filtr teleskop lub lornetkę,przez filtr trzymany przed oczami bądź posługując się opisaną wcześniej metodą projekcyjną.

Całkowite zaćmienie Słońca rozpoczyna się zazwyczaj fazą zaćmienia częściowego, a ściślejrzecz ujmując — pierwszym kontaktem, kiedy krawędź Księżyca (pozornie) styka się po razpierwszy z krawędzią dysku słonecznego. W tym momencie jesteś świadkiem częściowegozaćmienia Słońca, zakładając, że znajdujesz się w penumbrze — strefie półcienia.

W momencie drugiego kontaktu tarcza Księżyca przykrywa całkowicie tarczę Słońca. To początekcałkowitego zaćmienia. Jeśli je widzisz, oznacza to, że znajdujesz się w strefie umbry — pełnegocienia rzucanego przez Księżyc. Możesz teraz odłożyć wyposażone w filtr słoneczny ochronneokulary lub lornetkę i w pełni rozkoszować się zapierającym dech w piersiach widowiskiem,jakim jest całkowite zaćmienie Słońca (całkowite bezpieczeństwo zapewni Ci wyłączniepodziwianie tego zjawiska na zdjęciach zamieszczonych w fotograficznej wkładce tej książki).Gdy faza zaćmienia całkowitego dobiegnie końca, wystrzegaj się spoglądania na Słońce.

Korona ma postać jaskrawej, białej aureoli wokół Księżyca, z długimi smugami gazówrozciągającymi się w kierunku wschód – zachód. Przypatrzywszy się dokładnie, możnazaobserwować cienkie, jasne promienie wybiegające zza północnego i południowego biegunaKsiężyca. Wypatruj małych, jasnych, czerwonych punktów — to słoneczne protuberancje,widoczne okiem nieuzbrojonym jedynie w rzadkich momentach całkowitego zaćmieniaSłońca. W okolicach maksimum jedenastoletniego cyklu słonecznego korona ma zwykleokrągły kształt, w czasie minimum jest rozciągnięta na osi wschód – zachód. Nie zmieniato faktu, że podczas każdego zaćmienia korona przybiera nieco inny kształt.

Zdarzają się, niestety, sytuacje, że niektórzy niedoświadczeni miłośnicy astronomii zdejmująfiltry ze swoich lornetek czy teleskopów i obserwują zaćmienie bez jakichkolwiek zabezpieczeńprzed szkodliwym działaniem Słońca. Może okazać się to niebezpieczne, jeśli

zaczniesz spoglądać przez niezabezpieczony filtrem przyrząd zbyt wcześnie, zanimKsiężyc całkowicie zakryje tarczę Słońca;

będziesz przedłużał obserwację (najprostsza droga do uszkodzenia wzroku) i wpatrywałsię w Słońce, gdy zacznie ono wynurzać się już zza Księżyca.

Prawie jak w kinieWzmiankowana w podrozdziale poświęconym filtromsłonecznym firma Rainbow Symphony to również zna-ny producent filtrów wmontowywanych w niedrogieoprawki do okularów. Całość przypomina okulary 3-D,używane do oglądania filmów trójwymiarowych (Ra-inbow Symphony ma swojej ofercie również i tegotypu okulary, jednak do obserwacji zaćmień Słońca sąone nieodpowiednie). Okulary z filtrem słonecznym sąoferowane pod nazwą „Eclipse Shades”. Ich zakup toniewielki wydatek, sugeruję więc, aby każdy z uczest-ników Waszego spotkania obserwacyjnego zaopatrzył

się w parę (choć być może jesteście już „uzbrojeni”w o wiele droższe i bardziej zaawansowane filtry sło-neczne montowane na teleskopach). Organizatorzy wy-praw na zaćmienia zazwyczaj rozdają swoim klientomspecjalne okulary ochronne, bywa jednak, że „tną koszty”i zamiast okularów otrzymuje się arkusz aluminizowa-nej folii poliestrowej Mylar. I choć ów zamiennik spraw-dza się równie dobrze, jest jednak znacznie mniej wy-godny aniżeli filtr umieszczony w oprawce. Zajrzyj nastronę internetową Rainbow Symphony pod adresemwww.rainbowsymphony.com.

http://www.rainbowsymphony.com


Bądź ostrożny! Nawet w przypadku całkowitego zaćmienia Słońca stanowczo odradzam Ciobserwację za pomocą jakiegokolwiek przyrządu optycznego, o ile nie odbywa się ona podbezpośrednim nadzorem specjalisty. Na podstawie własnego doświadczenia, jak i obliczeńkomputerowych doświadczony organizator wyprawy jest w stanie określić, kiedy i jak długomożna bezpiecznie spoglądać na zaćmione Słońce. Obwieści on również, w którym momencienależy bezwzględnie zaprzestać obserwacji.

Moje doświadczenia w tym względzie są dość bolesne. Doskonale zdaję sobie sprawę, żenajprostszym sposobem, aby wyrządzić sobie krzywdę, jest przedłużanie obserwacji „jeszczetylko o jedną sekundę” w momencie, gdy jasny słoneczny dysk zaczyna wychylać się już zzakrawędzi Księżyca. Ów niewielki i niezbyt jaskrawy fragment powierzchni Słońca z początkunie przeszkadza nam w obserwacji. Tymczasem promieniowanie podczerwone, emitowaneprzez odsłonięty już fragment tarczy słonecznej, czyni spustoszenie w oku. Podczerwień jestwyjątkowo zdradliwa: nie oślepia Cię ani nie wywołuje natychmiastowego bólu. Ten zacznieszodczuwać dopiero po kilku minutach, gdy uszkodzenia będą już nieodwracalne.

Jeśli używasz odpowiednich zabezpieczeń, przestrzegasz instrukcji osób bardziej doświadczonychi opierasz się pokusie spoglądania na Słońce, z pewnością doświadczysz jeszcze niejednego,przepięknego całkowitego zaćmienia naszej gwiazdy.

Pasma cienia i perły BaileyaAtrakcje, jakie towarzyszą całkowitemu zaćmieniu Słońca, to jeszcze jeden powód, dla któregopodczas fazy całkowitej warto zrezygnować z obserwacji gwiazdy za pomocą przyrządówoptycznych.

Podczas całkowitego zaćmienia Słońca możesz spodziewać się szeregu ciekawych zjawisk:

Na chwilę przed nastaniem fazy całkowitej zaćmienia po ziemi (lub po pokładzie statku,jeśli znajdujesz się na morzu) przebiegają naprzemiennie pasy jasnego i ciemniejszegoświatła o niskim kontraście (pasma cienia). Pasma to efekt optyczny powstający w ziemskiejatmosferze, wywołany przez „resztki” Słońca kryjącego się za księżycową tarczą.

Perły Baileya pojawiają na chwilę przed lub po całkowitym zaćmieniu. To nierównościna powierzchni Księżyca (góry, zbocza kraterów), które widzimy w postaci świecącychpunktów na krawędzi tarczy Słońca.

W czasie całkowitego zaćmienia zarówno domowe, jak i dzikie zwierzęta zachowują sięw inny niż zazwyczaj sposób. Ptaki wracają do gniazd, bydło do obory itd. Znana jesthistoria kilku znanych XIX-wiecznych astronomów, który przygotowując się do obserwacjizaćmienia, rozstawili swój sprzęt w oborze, wycelowując teleskop w niebo przez wrota.Jakież było ich zdziwienie, gdy po rozpoczęciu zaćmienia cały inwentarz ruszył nazłamanie karku z powrotem do obory!

Gdy Księżyc całkowicie zakryje słoneczną tarczę, rozejrzyj się po ciemnym niebie wokółSłońca. To rzadka okazja, aby obserwować gwiazdy w ciągu dnia. Informacji na temat gwiazdi planet, jakie masz szansę wtedy ujrzeć, szukaj w magazynach astronomicznych i na ichstronach internetowych. Możesz je również uzyskać sam, wprowadzając odpowiednie dane— czas i miejsce planowanej obserwacji — do Twojego programu-planetarium. Uzyskanyobraz nieba powinien odpowiadać temu, jakiego możesz się spodziewać w dniu obserwacji.


W pogoni za pasem zaćmieniaCałkowite zaćmienie kończy trzeci kontakt, gdy krawędź Księżyca „odkleja się” od krawędziSłońca i tarcza naszego satelity powoli zaczyna schodzić ze słonecznego dysku. W ostatnichchwilach fazy całkowitej zza krawędzi Księżyca wyłania się niewielki, jasny fragment fotosfery,nazywany przez astronomów pierścieniem diamentowym. Znów znajdujesz się w penumbrzei obserwujesz zaćmienie częściowe. W momencie czwartego (ostatniego) kontaktu tarcza Księżycacałkowicie schodzi z dysku Słońca. Przedstawienie skończone.

Całe zaćmienie, od momentu pierwszego do ostatniego kontaktu, może trwać kilka godzin,jednak najciekawszą jego częścią — fazą całkowitą — możemy cieszyć się zaledwie odkilkudziesięciu sekund do siedmiu minut bądź nieznacznie więcej.

W pasie zaćmienia całkowitego — paśmie położonym pośrodku cienia Księżyca poruszającego siępo powierzchni Ziemi — istnieje miejsce, w którym zaćmienie trwa najdłużej. Wszędzieindziej w pasie zaćmienia trwa ono krócej. Naturalnie w miejscu, w którym będziesz mógłcieszyć się zaćmieniem najdłużej, niekoniecznie musi dopisać pogoda lub też jest to punkt,do którego żadnym sposobem nie da się dotrzeć, lub pobyt tam może okazać się niebezpieczny.Ważne jest więc, aby z dużym wyprzedzeniem zaplanować swoją podróż na zaćmienie. W okolicyo dogodnym położeniu miejsca noclegowe, samochody do wynajęcia itd. są zazwyczajrezerwowane z co najmniej rocznym, a bywa, że i dwuletnim wyprzedzeniem.

Zacznij więc swoje przygotowania już dziś. Znajdź w tabeli 10.1 odpowiadające Ci zaćmieniei zacznij organizować wyprawę.

Tabela 10.1. Całkowite zaćmienia Słońca w najbliższym czasie

Data całkowitegozaćmienia

Maksymalnyczas trwania Szlak pasa zaćmienia

11 lipca 2010 5 min 20 s południowy Pacyfik, Wyspa Wielkanocna, południowe Chile,południowa Argentyna

13 listopada 2012 4 min 2 s Australia, południowy Pacyfik, niemal do wybrzeży Chile

3 listopada 2013 1 min 40 s środkowy Atlantyk, Gabon, Uganda, Kenia, Etiopia

20 marca 2015 2 min 47 s północny Atlantyk na południe od Grenlandii, Wyspy Owcze,Morze Norweskie, Spitsbergen, niemal do bieguna północnego

Już na kilka lat przed zaćmieniem w prasie astronomicznej zaczynają pojawiać się artykułydotyczące zarówno przewidywanych warunków obserwacyjnych, jak i logistyki w miejscachnajlepszej widzialności zjawiska. Zaglądaj regularnie na strony internetowe magazynów „Sky& Telescope” i „Astronomy” (więcej szczegółów w rozdziale 2.). Szukaj w prasie i Internecieogłoszeń organizatorów wypraw na zaćmienie. Systematycznie sprawdzaj najbardziej wiarygodneprognozy zaćmień na dedykowanej stronie NASA http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html. W rozdziale 2.znajdziesz więcej szczegółów na temat wypraw szlakiem zaćmień. Udanej zabawy!

http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html


Słońce w SieciInternet to miejsce, w którym znajdziesz mnóstwo profesjonalnych zdjęć Słońca i plamsłonecznych, zarówno wykonanych współcześnie, jak i dawniej (specjaliści od fotografiisłonecznej nazywają je fotografiami w świetle białym). Warto zajrzeć na stronę włoskiegoObserwatorium Astrofizycznego Katanii pod adresem http://web.ct.astro.it/sun/, gdzie znajdzieszaktualne zdjęcie Słońca, wykonane w świetle białym. Oznaczone jest ono jako „Continuum”— techniczny termin oznaczający, że przy wykonywaniu fotografii nie został użyty filtr kolorowy.To doskonały materiał, aby wprawiać się w rozpoznawaniu grup plam słonecznych i liczeniupojedynczych plam.

Bywa jednak, że pogoda we Włoszech zawodzi, zdjęć słonecznego dysku wykonanych w świetlebiałym należy więc szukać gdzie indziej. Odwiedź stronę Australijskiej Agencji ds. PogodyKosmicznej: www.ips.gov.au (zdjęcia Słońca są dostępne po kliknięciu linku „Solar”).

Nabrawszy doświadczenia, z pewnością zechcesz spróbować swoich sił w fotografowaniu ciałniebieskich przez teleskop, w tym fotografii słonecznej. Strona internetowa ObserwatoriumMount Wilson, w którym badacze zajmują się fotografowaniem Słońca od 1905 roku, to miejsce,gdzie być może znajdziesz inspirację. Obejrzyj przepiękne zdjęcie sylwetki odrzutowca na tlepokrytego plamami Słońca, a także wykonane 7 kwietnia 1947 roku zdjęcie największej jak dotej pory sfotografowanej grupy plam na Słońcu. Jeśli kiedykolwiek dopisze Ci szczęście i udaCi się wyśledzić grupę plam w połowie tak dużą, jak sfotografowana z Mt. Wilson, z łatwościądostrzeżesz ją bez pomocy jakiegokolwiek przyrządu optycznego, jedynie z filtrem słonecznymtrzymanym przed oczami. Fotografie Słońca w świetle białym, wykonane przez naukowcówz Obserwatorium Mount Wilson, znajdziesz pod adresem http://physics.usc.edu/solar/direct.html.

Astronomowie prowadzą badania Słońca nie tylko w świetle białym, ale we wszystkichmożliwych zakresach światła. W ramach eksperymentów nasza gwiazda fotografowana jestw niewidzialnym dla ludzkiego oka promieniowaniu ultrafioletowym oraz rentgenowskim,oba blokowane są zresztą przez ziemską atmosferę. Zdjęcia wykonywane są za pomocąteleskopów umieszczonych na orbitujących na dużych wysokościach satelitach bądź przezmiędzyplanetarne sondy kosmiczne, podobnie jak Ziemia krążące na orbicie okołosłonecznej.Na stronie internetowej http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html znajdziesz najnowszezdjęcia Słońca, wykonane przez satelity krążące w przestrzeni kosmicznej, jak i za pomocąteleskopów naziemnych. Strona prowadzona jest przez ekspertów z NASA.

Jeśli na swoim komputerze masz zainstalowane oprogramowanie umożliwiające odtwarzanieplików wideo, zajrzyj na stronę projektu Obserwatorium Słoneczne i Heliosferyczne (ang.Solar and Heliospheric Observatory, SOHO):http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/soho_movie.html. Znajdziesz tam ciekawe filmywykonane przez sondę kosmiczną SOHO, na których będziesz mógł podziwiać zmieniającesię oblicze naszej gwiazdy.

Wystrzelona w 1995 roku, nafaszerowana skomplikowaną aparaturą badawczą bezzałogowasonda kosmiczna SOHO jest wspólnym dziełem NASA i Europejskiej Agencji Kosmicznej(ESA). Jeśli więc mieszkasz w Polsce (która jest jednym z krajów współpracujących z ESA),mikroskopijny ułamek Twoich podatków przyczynił się zapewne do powstania tego projektu.Jednak nawet jeśli mieszkasz zupełnie gdzie indziej (lub nie płacisz podatków), nic nie stoi naprzeszkodzie, abyś podziwiał przesyłane przez sondę zdjęcia.

http://web.ct.astro.it/sun/

http://www.ips.gov.au

http://physics.usc.edu/solar/direct.html

http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html

http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/soho_movie.html

Rozdział 11

Wycieczka do gwiazdW tym rozdziale:► Cykle ewolucyjne gwiazd.► Właściwości gwiazd.► Gwiazdy podwójne, wielokrotne i zmienne.► Na spotkanie z gwiezdnymi znakomitościami.► Obserwacja gwiazd — zabawa i nauka w jednym.

etki miliardów gwiazd, takich jak Słońce, składają się na Drogę Mleczną — galaktykę,w której znajduje się m.in. nasza Ziemia. Prócz Drogi Mlecznej w czeluściach kosmosu

krążą miliardy innych galaktyk, każda złożona z miliardów gwiazd. Gwiazdy są niczym ludzie— dzielą się na dziesiątki różnych typów, przy czym znakomita ich większość reprezentujezaledwie kilka głównych, najczęściej występujących kategorii. To, do jakiej kategorii zaliczymygwiazdę, zależy od aktualnej fazy jej cyklu życiowego. Podobnie jest z ludźmi: jednymz najpowszechniejszych kryteriów ich podziału jest wszak wiek.

Gdy już zrozumiesz, czym jest gwiazda i jak przebiega jej cykl życiowy, zupełnie inaczejspojrzysz na te jarzące się na nocnym niebie latarnie, jak i na te, które nie są aż tak wyraźne.

O czym przeczytasz w tym rozdziale? Na początku staram się uwypuklić znaczenie początkowejmasy gwiazdy — masy, jaką dany obiekt miał w momencie swojego powstania. To głównyczynnik, jaki decyduje o dalszych losach gwiazdy. Następnie przeczytasz o zasadniczychwłaściwościach gwiazd, poznasz również charakterystykę gwiazd podwójnych, wielokrotnychi zmiennych, będących jednymi z najciekawszych do obserwacji obiektów nocnego nieba.

Dyskusja na temat gwiazd będzie niepełna, jeśli nie pojawi się w niej choćby wzmiankao znakomitościach. Przedstawię Ci więc kilka sław nocnego nieba, które konieczniepowinieneś znać — zapewne nie spodziewałeś się, że masz tak olśniewających sąsiadów.

Cykle ewolucyjne gwiazdNajważniejsza klasyfikacja gwiazd opiera się na kolejnych stadiach ich cykli życiowych:noworodek, dorosły, senior i wreszcie śmierć (Coś takiego! A gdzie wiek nastoletni?).Naturalnie żaden ze szczycących się tytułem naukowym astronomów nie użyje tak prostychi infantylnych terminów. Badacze zwykli określać poszczególne fazy cyklu życiowego gwiazdnastępująco: młody obiekt gwiazdowy (ang. young stellar object, YSO), gwiazda ciągu głównego,czerwony olbrzym oraz szereg innych, opisujących gwiazdy znajdujące się w schyłkowej fazieswojego cyklu ewolucyjnego (żadna gwiazda nie „umiera” całkowicie; w większości przypadkówprzyjmuje nową i ostateczną postać białego karła lub czarnej dziury).

S


Poniżej przedstawiam cykl życiowy typowej gwiazdy o masie zbliżonej do masy naszego Słońca:

1. Gaz i pył znajdujące się w chłodnej, ciemnej mgławicy kondensują się, tworzącmłody obiekt gwiazdowy (YSO).

2. Pod wpływem własnej grawitacji młody obiekt gwiazdowy zapada się i gęstnieje.Pierwotny obłok ulega rozproszeniu; we wnętrzu gwiazdy następuje „zapłon”wodoru.

Inaczej mówiąc, zostają zainicjowane procesy syntezy jądrowej (zajrzyj do rozdziału 10.).

3. Proces spalania wodoru stabilizuje się; gwiazda wchodzi w stadium ciągugłównego.

Więcej na temat tej fazy cyklu życiowego gwiazd przeczytasz w dalszej części tekstu,w podrozdziale „Gwiazdy ciągu głównego — długi wiek dojrzały”.

4. Zużywszy zapas paliwa znajdujący się w jądrze, gwiazda zaczyna syntezęwodoru znajdującego się w otoczce (warstwach położonych bliżej jejpowierzchni).

5. Energia uwolniona w wyniku spalania wodoru z otoczki sprawia, że gwiazdarozszerza się, wzrasta również jej jasność. Powierzchnia gwiazdy zwiększa się,ochładza i przybiera barwę czerwoną. Gwiazda przekształca się w czerwonegoolbrzyma.

6. Wiatry gwiazdowe stopniowo rozwiewają zewnętrze powłoki czerwonegoolbrzyma. Wokół pozostałego gorącego jądra gwiazdy formuje się mgławicaplanetarna.

7. Mgławica rozszerza się, by po pewnym czasie zaniknąć, pozostawiając jedyniegorące jądro.

8. Biały karzeł — dawne jądro gwiazdy — stygnie i ostatecznie przestaje byćwidoczny.

Cykl życiowy gwiazd o masie znacznie większej od Słońca przedstawia się nieco inaczej:nie tworzą one mgławic planetarnych i nie gasną jako białe karły, lecz eksplodują w postacisupernowych, przekształcając się ostatecznie w gwiazdy neutronowe bądź czarne dziury.Cykl życiowy masywnych gwiazd jest krótki i gwałtowny: według prognoz naukowców naszeSłońce osiągnie prawdopodobnie wiek 10 miliardów lat. Tymczasem gwiazda, która w chwilinarodzin miała masę 20-, 30-krotnie przewyższającą masę Słońca, przetrwa zaledwie kilkamilionów lat.

W przypadku gwiazd o masie mniejszej od Słońca trudno mówić o jakimkolwiek cyklużyciowym. Przebywszy fazę młodego obiektu gwiazdowego, wkraczają one wprost w stadiumciągu głównego, by na zawsze pozostać już czerwonym karłem. Wytłumaczenie tego zjawiskajest jedną z elementarnych zasad astrofizyki: im większa jest masa gwiazdy, tym gwałtownieji szybciej zachodzi w jej wnętrzu proces syntezy jądrowej. Im masa mniejsza, tym tempospalania paliwa wodorowego jest wolniejsze, a tym samym wydłuża się życie gwiazdy.

W momencie, gdy Słońce zużyje całe zgromadzone w jego wnętrzu zapasy wodoru, będzieono miało około 9 miliardów lat. Tymczasem czerwone karły spalają wodór tak wolno,że praktycznie zawsze świecić będą jako gwiazdy ciągu głównego.

W kolejnych podrozdziałach nieco wnikliwiej przyjrzymy się poszczególnym stadiom życiagwiazd.

Rozdział 11: Wycieczka do gwiazd 179

Młody obiekt gwiazdowy — pierwsze dni życiaMłode obiekty gwiazdowe (protogwiazdy) to dopiero co powstałe gwiazdy, wciąż jeszcze otoczonekokonem gazowo-pyłowego dysku protoplanetarnego, z którego się uformowały. Astronomowiedzielą je na gwiazdy typu T Tauri (nazwa wywodzi się od pierwszej odkrytej gwiazdy tego typu,gwiazdy T w konstelacji Byka) oraz obiekty typu Herbiga-Haro (od nazwisk badaczy, którzy jesklasyfikowali). Obiekty H-H to zasadniczo rozżarzone chmury gazu wyrzucanego wewszystkich kierunkach przez młodą gwiazdę, ukrytą za zasłoną pyłu z dysku protoplanetarnego.Setki młodych obiektów gwiazdowych, powstałych na przestrzeni ostatnich miliona bądźdwóch milionów lat, koncentrują się w kosmicznych „żłobkach” (w żargonie naukowców:obszarach H II), takich jak Mgławica Oriona (patrz rysunek 11.1).

Rysunek 11.1.Mgławica Orio-

na to miejscenarodzin wielu

gwiazd

Dzięki uprzejmości C.R. O’Della (Uniwersytet Rice) i NASA

Wiele wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a zdjęć efektownych mgławicprzypominających dżety to w rzeczywistości fotografie młodych obiektów gwiazdowych.Są one jednak (o ile w ogóle) ledwie widoczne, skryte za zasłoną otaczającego je gazu i pyłówmgławicowych, przyćmione blaskiem jasnych strumieni materii (dżetów) i otoczeniamgławicowego.

Gwiazdy ciągu głównego — długi wiek dojrzałyGwiazdy ciągu głównego (w tym nasze Słońce) rozproszyły już swoje dyski protoplanetarnei świecą obecnie za sprawą zachodzącej na drodze fuzji termojądrowej w jądrze przemianywodoru w hel (więcej szczegółów na temat syntezy jądrowej Słońca znajdziesz w rozdziale 10.).


Z historycznego punktu widzenia gwiazdy ciągu głównego nazywane są również karłami(klasyfikacja ta powstała w czasach, gdy astronomowie nie znali jeszcze różnic pomiędzyposzczególnymi typami gwiazd). Gwiazda ciągu głównego jest zatem karłem nawet wtedy,gdy ma masę dziesięciokrotnie przewyższającą masę naszego Słońca.

Mówiąc o „typowej gwieździe”, astronomowie i naukowcy mają zazwyczaj na myśli gwiazdyciągu głównego. Przywołując za przykład gwiazdy „wielkości Słońca”, mówią o gwiazdachciągu głównego o masie wahającej się w przedziale od 1/2 do 2 mas naszej gwiazdy. Specjaliściodróżniają również od siebie gwiazdy ciągu głównego (niezależnie od ich wielkości) i inne,jak białe karły czy gwiazdy neutronowe.

Najmniejsze gwiazdy ciągu głównego, o masie znacznie mniejszej aniżeli masa Słońca, sąnazywane czerwonymi karłami. Czerwone karły świecą słabym, przyćmionym, czerwonymświatłem, stanowiąc większość wśród gwiazd ciągu głównego. Niczym komary na podmokłymterenie roją się wokół Ciebie, choć ledwie jesteś je w stanie dostrzec. Są tak niewyraźne, że bezpomocy przyrządów optycznych nie jesteś w stanie dojrzeć nawet znajdującej się najbliżejZiemi gwiazdy tego typu — Proximy Centauri, będącej najbliższą po Słońcu gwiazdą naszejplanety.

Czerwone olbrzymy — złote lataCzerwone olbrzymy to całkowicie odmienna kategoria gwiazd. Obiekty tego typu mają rozmiaryznacznie większe niż Słońce; bywa, że ich obwód na równiku mierzy tyle co długośćokołosłonecznej orbity Wenus bądź nawet Ziemi. Olbrzymy to schyłkowe stadium cykluewolucji gwiazd średniej wielkości — gwiazd, których masa waha się pomiędzy masą Słońca(bądź nieznacznie mniejszą) a jej kilkukrotnością i które przeszły już fazę ciągu głównego(patrz poprzedni podrozdział).

Po zużyciu paliwa wodorowego w jądrze czerwony olbrzym zaczyna czerpać wodórznajdujący się w warstwach położonych bliżej powierzchni — obszarze zwanym otoczkąwodorową. Na drodze syntezy jądrowej wodór znajdujący się w jądrze został w całościprzetworzony w hel.

Wielcy samotnicyObserwatorzy kosmosu zrzeszeni w ramach projektuposzukiwań pozaziemskiej inteligencji SETI (ang. Searchfor Extra-Terrestrial Intelligence) wiedzą, że nasłuchiwaniesygnałów radiowych z okolic masywnych gwiazd jestpozbawione sensu. Dlaczego? Odpowiedź jest prosta:ich cykl życiowy jest tak krótki, że rozwinięcie się nakrążących wokół nich planetach jakiejkolwiek formyżycia jest wręcz niemożliwe.

Masywne gwiazdy mają gęstość o wiele mniejszą aniżeligwiazdy o niższej masie: im gwiazda większa, tym bar-dziej jest ona rozrzedzona. Ostatecznie więc, gdy ist-niejące już gwiazdy zestarzeją się, a wszystkie obłokigazu zostaną już „zużyte” do budowy nowych gwiazd,Droga Mleczna składać się będzie w przeważającej mie-rze z obiektów gwiazdowych zaledwie dwóch typów:

czerwonych karłów, które świecić będą niemal bezkońca, oraz stopniowo gasnących białych karłów. Coprawda w niektórych rejonach naszej galaktyki niczymrodzynki w cieście kryć się będą gwiazdy neutronowei czarne dziury, jednak ze względu na to, że są to pozo-stałości po znacznie rzadziej występujących gwiazdacho dużej masie, ich liczba będzie nieporównywalnie mniej-sza od liczby czerwonych i białych karłów, reprezentują-cych schyłkową fazę ewolucji pospolitych, rzec by moż-na, gwiazd ciągu głównego.

Gwiazdy nie różnią się pod tym względem od ludzi:najwyżsi stanowią niewielki odsetek. Nie na co dzień spo-tyka się przecież na ulicy koszykarza o wzroście przekra-czającym 220 centymetrów.


Gwiazdy o wiele bardziej masywne niż nasze Słońce nie przekształcają się w czerwoneolbrzymy, lecz rozdymają się do tego stopnia, że astronomowie nazywają je czerwonyminadolbrzymami. Typowy czerwony nadolbrzym jest 1000 – 2000 razy większy niż Słońce.To wystarczająco dużo, by sięgnąć orbity Jowisza lub nawet Saturna.

Pożegnania nadszedł czas— schyłkowy etap cyklu życiowego gwiazdySchyłkowy etap ewolucji gwiazdy to dość pojemny termin używany, ogólnie rzecz biorąc,w odniesieniu do gwiazd, które najlepsze lata mają już za sobą. Kategoria ta obejmuje

gwiazdy centralne mgławic planetarnych;

białe karły;

supernowe;

gwiazdy neutronowe;

czarne dziury.

Wszystkie te obiekty to gwiazdy w ostatniej fazie swojego cyklu ewolucyjnego — ich aktywnośćstopniowo dobiega końca.

Gwiazdy centralne mgławic planetarnychGwiazdy centralne mgławic planetarnych to niewielkie obiekty znajdujące się (jak sama nazwawskazuje) w centrum niedużych, lecz przepięknych obłoków gazowo-pyłowych, zwanych…mgławicami planetarnymi (zdjęcie jednej z nich znajdziesz w fotograficznej wkładce tej książki).

Gwiazdy centralne mgławic planetarnych przypominają białe karły i w rzeczywistości pojakimś czasie przekształcają się w nie. Obiekty tego typu są pozostałościami gwiazd o masiezbliżonej do masy Słońca. Sama mgławica, powstająca z gazu wyrzucanego przez tysiące latz „umierającej” gwiazdy, rozszerza się, by po krótkim (w skali astronomicznej) okresie ulecrozproszeniu i ostatecznie zaniknąć. Pozostaje samotna gwiazda, która nie jest już ośrodkiemżadnego układu — biały karzeł.

Białe karłyNazwa „biały karzeł” może być nieco myląca, bowiem obiekty tego typu równie dobrze mogąbyć barwy białej, żółtej, jak i czerwonej, w zależności od ich temperatury. Białe karły to pozostałościgwiazd o masie zbliżonej do masy Słońca. Przypominają one starych żołnierzy, którzy — jakmawiał generał Douglas MacArthur — „nigdy nie umierają, jedynie odchodzą w cień”.

Biały karzeł jest niczym rozżarzony węgielek w dopiero co zgasłym ognisku. Przestał jużpłonąć, jednak wciąż daje ciepło i będzie stygnąć przez całą nieskończoność. Gwiazda tegotypu jest po czerwonych karłach najpowszechniej występującym w kosmosie obiektem, jednaknawet najbliższy Ziemi biały karzeł jest zbyt słaby, by dostrzec go bez pomocy teleskopu.

Białe karły charakteryzują się niewielkimi rozmiarami i dużą gęstością. Typowy biały karzełma masę porównywalną z masą Słońca, wielkością dorównuje zaś Ziemi bądź nieznacznie jąprzewyższa. Gęstość materii skoncentrowanej na tak niewielkim obszarze jest ogromna: oblicza się,że łyżeczka materii, z której zbudowany jest biały karzeł, ważyłaby w ziemskich warunkach okołotony. Nie próbuj czerpać jej łyżeczką z Twojej rodowej srebrnej zastawy: wygnie się.


SupernoweSupernowe (nazywane w języku angielskim przez udających znajomość łaciny przemądrzałychekspertów supernovae1) to olbrzymie eksplozje, w których wyniku unicestwieniu ulegają całegwiazdy (zobacz rysunek 11.2).

Rysunek 11.2.Supernowa

w galaktycespiralnej M51


Pierwszy z typów supernowych, o których powinieneś wiedzieć, to… typ II (wierz mi, ja tegonie wymyśliłem). Typ II supernowej to olśniewająca, spektakularna eksplozja gwiazdy o wielewiększej, jaśniejszej i masywniejszej aniżeli Słońce. Przed przejściem w etap supernowejgwiazda bywa najczęściej czerwonym, a w nielicznych przypadkach gorącym, błękitnymnadolbrzymem. Jednak niezależnie od barwy gwiazdy pozostałością wybuchu supernowejtypu II jest gwiazda neutronowa, która — w niektórych przypadkach — nie wytrzymujenaporu własnej masy, przekształcając się w osobliwy twór zwany czarną dziurą.

Drugi typ eksplozji supernowej nosi oznaczenie Ia. Wybuch supernowej typu Ia jest jeszczejaśniejszy niż eksplozja typu II, a co więcej, ma on pewną charakterystyczną właściwość:jasności absolutne tego typu eksplozji są zazwyczaj zbliżone. Obserwując supernową Ia,astronomowie są w stanie ustalić jej odległość od Ziemi na podstawie parametrów jej jasności:im mniej jest ona wyraźna i jasna, tym większa odległość dzieli ją od Ziemi. Badaczewykorzystują właściwości supernowych typu Ia do pomiarów prędkości rozszerzania sięwszechświata. W roku 1998 dwie badające supernowe typu Ia grupy astronomównieoczekiwanie doszły do wniosku, że postępująca ekspansja wszechświata bynajmniej niezwalnia, ale wręcz przyspiesza. Odkrycie zmusiło naukowców do rewizji dotychczasowejteorii kosmologii i koncepcji Wielkiego Wybuchu (więcej na ten temat w rozdziale 16.).

1 Chodzi o różnicę pomiędzy typową formą słowa angielskiego w liczbie mnogiej, z literą „s” na końcu, czylisupernovas, a formą supernovae. W języku polskim występuje jedynie forma „supernowe” — przyp. tłum.


Udało się również odkryć przyczynę, dla której supernowe Ia osiągają zbliżoną jasnośćabsolutną. Gwiazdy tego typu eksplodują wyłącznie w układach podwójnych (opisanychw dalszej części rozdziału), złożonych z białego karła oraz będącej dla niego źródłem energii(gazu) gwiazdy ciągu głównego. Eksplozja następuje, gdy masa „pasożyta” osiągnie wartośćkrytyczną. Poniżej tej wartości do wybuchu nie dochodzi. Gdy wartość zostaje osiągnięta,supernowa eksploduje. Gdy natomiast masa białego karła przekroczy wartość krytyczną… zaraz!Nie może jej przekroczyć, gdyż gwiazda już eksplodowała! Jak widzisz, astrofizyka nie jest takatrudna.

Gwiazdy neutronoweGwiazdy neutronowe są tak małe, że białe karły wydają się przy nich gigantami, jednak pomimoniewielkich rozmiarów zdecydowanie górują nad nimi ciężarem (należałoby tu raczej użyćsłowa „masa”, gdyż ciężar to siła, z jaką planeta bądź inne ciało niebieskie oddziałuje na obiekto określonej masie. Gdybyś zmierzył swój ciężar na Księżycu, Marsie, Jowiszu i Ziemi,uzyskałbyś każdorazowo inny rezultat).

Gwiazdy neutronowe są niczym Napoleon Bonaparte: choć niewielkich rozmiarów (tj.wzrostu), nie sposób ich lekceważyć (jedną z nich przedstawia rysunek 11.3). Typowa gwiazdaneutronowa ma średnicę zaledwie kilkunastu kilometrów, lecz w niektórych przypadkach jejmasa dwukrotnie przewyższa masę Słońca! Łyżeczka materii zaczerpniętej na gwieździeneutronowej ważyłaby na Ziemi miliardy ton!

Rysunek 11.3.Gwiazda neu-

tronowa (ozna-czona strzałką),sfotografowanaprzez Kosmicz-

ny TeleskopHubble’a

Dzięki uprzejmości Freda Waltera (Uniwersytet Stanowy Nowego Jorku, Stony Brook) i NASA

Część gwiazd neutronowych znana jest pod nazwą pulsarów. Pulsar to niezwykle szybko obracającasię wokół własnej osi gwiazda neutronowa o silnej magnetosferze, emitująca w regularnychodstępach czasu impulsy promieniowania (mogą to być fale radiowe, promieniowanierentgenowskie, promienie gamma i (lub) światło widzialne). Gdy tego typu impuls omiata


Ziemię niczym snop światła z gigantycznego, kosmicznego reflektora, nasze teleskopyodbierają krótkie wiązki promieniowana nazywane „pulsami”. Spróbuj teraz odgadnąć, skądwzięła się nazwa „pulsar”? Wartość Twojego pulsu mówi Ci, jak szybko bije Twoje serce.Ustalenie wartości pulsu pulsara pozwala określić, jak szybko obraca się obiekt. Okres tenwaha się w przedziale od kilkuset obrotów na sekundę do jednego obrotu przypadającegona kilka sekund.

Czarne dziuryCzarne dziury są obiektami tak gęstymi i skondensowanymi, że białe karły, a nawet gwiazdyneutronowe wyglądają przy nich jak wata cukrowa. Na niezwykle małym obszarze mieści siętak wiele materii, że siła grawitacji czarnej dziury nie pozwala opuścić jej żadnemu obiektowi,nawet promieniowi światła! Fizycy snują teorie, według których zawartość czarnych dziuropuszcza nasz wszechświat. Jeśli więc w nią wpadniesz, pomachaj kosmosowi, jaki znasz,na pożegnanie.

Światła emitowanego przez czarną dziurę obserwować się nie da, gdyż jako takie po prostu nieistnieje. Astronomowie są jednak w stanie wykrywać czarne dziury, obserwując wpływ, jakiwywierają one na otaczające je obiekty: materia znajdująca się w pobliżu czarnej dziurynagrzewa się i zaczyna wirować w szalonym tempie. Zamiast jednak przybrać określoną formę,wpada do czarnej dziury i… „po herbacie”. A wszystko to za sprawą niewyobrażalnej grawitacjiczarnej dziury.

Zasadniczo uprościłem nieco sprawę: niewielkim ilościom wirującej wokół czarnej dziurymaterii udaje się umknąć tuż przed wpadnięciem w pułapkę. Część otaczającej ją materiiczarna dziura wystrzeliwuje bowiem w postaci uwalnianych ze znaczną prędkością ogromnychdżetów.

Naukowcy znają kilka metod umożliwiających wykrycie czarnych dziur:

Wirujące kłęby gazu o wyższej niż normalna temperaturze.

Strumienie wysokoenergetycznych cząstek materii (dżety), którym udało się uniknąćwpadnięcia w dziurę.

Gwiazdy orbitujące z dużą prędkością, przyciągane przez niewiarygodną grawitacjęwytwarzaną przez niewidzialny obiekt o ogromnej masie.

Aż do kwietnia 1999 roku, kiedy to naukowcy obwieścili odkrycie trzeciego rodzaju tego typuobiektu — średniomasywnej czarnej dziury — wyróżniano dwa ich typy:

Gwiazdowa (małomasywna) czarna dziura ma (jak wskazuje nazwa) masę gwiazdy. Ściślejrzecz ujmując, jej masa może wahać się w przedziale od 3 do kilkuset mas Słońca, jednakjak do tej pory nie udało się jeszcze wykryć tak dużego obiektu. Gwiazdowa czarnadziura osiąga rozmiary gwiazdy neutronowej: obiekt o masie dziesięciokrotnieprzewyższającej Słońce ma średnicę 60 kilometrów. Gdybyś potrafił ścisnąć Słońcez taką siłą, że przekształciłoby się ono w czarną dziurę (to na szczęście niemożliwe),miałoby ono 6 kilometrów średnicy. Ten typ czarnych dziur powstaje w wynikueksplozji supernowych, a prawdopodobnie także w inny, nieznany jeszcze sposób.

Supermasywne czarne dziury mają masę rzędu setek tysięcy, a nawet kilku miliardów masnaszej gwiazdy i znajdują się zasadniczo w centrach galaktyk. „Swoją” czarną dziurę marównież Droga Mleczna, a jest nią Sagittarius A* (uwaga: gwiazdka bynajmniej nieodsyła Cię do przypisu. Nazwę wymawiasz jako „Sagittarius A gwiazda”). Jej masa


równa jest około 2,5 miliona mas Słońca. Najnowsze pomiary wykonane przez siećradioteleskopów VLBA (Very Long Baseline Array), której komponenty są rozsiane naobszarze od Wysp Dziewiczych po Hawaje, pozwoliły ustalić, że wirujemy wokół niejwraz z Ziemią i Układem Słonecznym, wykonując pełen obrót raz na 226 milionów lat.Astronomowie przypuszczają, że supermasywna czarna dziura formuje się w każdejgalaktyce, a przynajmniej w galaktykach pełnowymiarowych. Nie mamy pewności co dogalaktyk karłowatych (więcej informacji na temat galaktyk znajdziesz w rozdziale 12.).

Mówiąc o rozmiarach czarnej dziury, mam na myśli średnicę jej horyzontu zdarzeń. Horyzontzdarzeń to otaczająca czarną dziurę sfera, w której prędkość konieczna do ucieczki jakiegokolwiekobiektu jest równa prędkości światła. Poza horyzontem zdarzeń prędkość ucieczki jest niższa,z czego skwapliwie korzysta umykające z pułapki światło, a nawet wysokoenergetycznecząsteczki materii.

Masa średniomasywnych czarnych dziur waha się w przedziale 500 – 1000 mas Słońca. Swoją dośćprzebiegłą nazwę zawdzięczają naukowcom, którzy odkrywszy je, nie byli pewni, z czym majądo czynienia. Niektórzy badacze uważają je za „młodzieńcze” stadium ewolucji przyszłychsupermasywnych czarnych dziur, inni utrzymują z kolei, że dziury są czymś zupełnie innym,lecz jeśli tak, to czym? Pytań jest mnóstwo. Aby na nie odpowiedzieć, niewątpliwie potrzebnesą dalsze, wnikliwe badania.

Prawdę mówiąc, supermasywne czarne dziury nie są gwiazdami, prawdopodobnie nie są nimirównież ich „pośrednie” koleżanki. Musiałem jednak wspomnieć o nich w którymś miejscu!Kiepski byłby z Ciebie pasjonat nieba, gdybyś nie znał podstawowych faktów na tematczarnych dziur (w rozdziale 13. znajdziesz więcej informacji na ich temat). Gdy zaczniesz jużmienić się astronomem, bądź pewny, że Twoi znajomi zarzucą Cię gradem pytań na tematczarnych dziur. Nie sądziłeś chyba, że będą żądni wiedzy na temat gwiazd ciągu głównegoi młodych obiektów gwiazdowych?

Barwa, jasność i masa gwiazdy na wykresieZnaczenie poszczególnych typów gwiazd i różnice pomiędzy nimi (patrz podrozdział „Cykleewolucyjne gwiazd”) łatwiej będzie Ci sobie uzmysłowić, gdy zobaczysz podstawowe daneobserwacyjne ujęte na wykresie. Na poziomej osi układu współrzędnych podany jest typwidmowy gwiazdy (jej barwa lub temperatura), na pionowej zaś jasność. Wykres, nazywanydiagramem Hertzsprunga-Russella lub diagramem H-R, zawdzięcza swoją nazwę dwóm astronomom,którzy sporządzili go jako pierwsi (zobacz rysunek 11.4).

Jako wykładowca zawsze jestem w stanie powiedzieć, który ze słuchaczy przygotował się dozajęć. Studenci, którzy na pytanie o dane ujęte na diagramie H-R odpowiedzieli „oznaczonesymbolami H i R”, z pewnością nie zajrzeli do podręcznika.

Typy widmowe gwiazdEjnar Hertzsprung i Henry Norris Russell nie dysponowali precyzyjnymi danymi na tematbarw i temperatury gwiazd, odłożyli więc na osi poziomej swojego pierwotnego diagramu ichtyp widmowy. Typ widmowy (spektralny) to jeden z parametrów gwiazdy, ustalany w oparciuo widmo emitowanego przez nią światła. Widmo to (najprościej ujmując) postać, jakąprzyjmuje światło rozproszone przez pryzmat bądź inny element optyczny urządzeniazwanego spektrografem.


Rysunek 11.4.Diagram

Hertzsprunga-Russella ilu-

struje zależnośćpomiędzy ja-

snością a tem-peraturą

gwiazd

Początkowo astronomowie nie mieli najmniejszego pojęcia, jakie właściwości fizycznewiążą się z określonym typem spektralnym gwiazd, uszeregowali je więc (typ A, typ B itd.)wyłącznie w oparciu o podobieństwa w budowie ich widm. Dopiero w późniejszych czasachodkryto, że typy widm są ściśle związane z temperaturą oraz kilkoma innymi właściwościamifizycznymi atmosfery gwiazdy, z której wydostaje się światło. Gdy ustalono wreszcie, co kryjesię za barwą poszczególnych gwiazd, istniejąca dotychczas hierarchia typów widmowychzostała przemodelowana — do poszczególnych klas przyporządkowano obiekty o zbliżonejtemperaturze, co też zostało ujęte na diagramie H-R. Niektóre z istniejących wcześniej typówzostały uznane za zbędne i ostatecznie pominięte.

Główne typy widmowe na diagramie H-R to O, B, A, F, G, K i M, a ich kolejność odpowiadamalejącym temperaturom gwiazd. Studenci mający problem z zapamiętywaniem z powodzeniemstosują różnego rodzaju mnemotechniki, takie choćby jak zdanie w języku angielskim„Oh, be a fine girl (guy), kiss me” (co oznacza: bądź fajną dziewczyną (chłopakiem),pocałuj mnie)2. W tabeli 11.1 przedstawiłem najważniejsze właściwości fizyczne gwiazdposzczególnych typów widmowych.

Jasno. Ciemno: klasyfikacja jasności absolutnejW ramach każdego z podstawowych typów widmowych wyróżnia się podtypy. Dla przykładu:Słońce ma typ widmowy G2V, co oznacza, że

należy do gwiazd typu widmowego G;

ma temperaturę nieco niższą niż gwiazdy typu G0 i G1;

2 Polski wierszyk może brzmieć na przykład tak: „Olaf, biegły astrofizyk, fotografował gromady kulistemaniakalnie” — przyp. tłum.


Tabela 11.1. Typy widmowe gwiazd

Typ widmowy Barwa Temperatura powierzchni Przykład

O fioletowo-biała 30 000 i więcej K lambda Orionis

B błękitno-biała 12 000 – 30 000 K Rigel

A biała 8000 – 12 000 K Syriusz

F żółto-biała 6000 – 8000 K Procjon

G żółtawo-biała 5000 – 6000 K Słońce

K pomarańczowa 3000 – 5000 K Arktur

M czerwona poniżej 3000 K Antares

jest nieco bardziej gorące od gwiazd typu G3;

cechuje się temperaturą znacznie wyższą niż gwiazdy typu widmowego K;

jest gwiazdą ciągu głównego (karłem).

O przynależności Słońca do grona gwiazd ciągu głównego (karłów) informuje nas rzymska„V” w oznaczeniu typu widmowego, będąca w tym przypadku klasą jasności Słońca. Każdagwiazda należy do którejś z klas jasności, a ich wartość wyrażana jest cyfrą rzymską.

Nadolbrzymy reprezentują I i II klasę jasności, olbrzymy należą do III klasy, podolbrzymy zaś(faza pomiędzy ciągiem głównym a czerwonymi olbrzymami) — do IV klasy jasności. Wszystkieczerwone karły oraz inne gwiazdy ciągu głównego to klasa V, białe karły przyporządkowanodo klasy D.

Spotykane dziś diagramy H-R nierzadko kompletnie różnią się od siebie formą graficzną,na wszystkich jednak zostały ujęte te same dane: właściwości gwiazd wynikające z ichtemperatury i jasności.

Na niektórych diagramach H-R w miejsce obserwowanej wielkości gwiazdowej (wyrażającejjasność określonego ciała niebieskiego widzianego z Ziemi) pojawia się wielkość absolutna.

Masa determinuje typGwiazda o większej masie rozpala w swoim jądrze silniejszy nuklearny „piec”, wytwarzająctym samym więcej energii aniżeli gwiazda o mniejszej masie. Co za tym idzie, masywniejszagwiazda ciągu głównego jest jaśniejsza i gorętsza niż mniej masywna gwiazda tego ciągu.Masywniejsze gwiazdy są zazwyczaj również większe. Uświadomiwszy sobie tę zależność,jesteś w stanie pojąć fundamentalną zasadę astrofizyki gwiazd, wyrażoną na diagramieHertzsprunga-Russella: masa gwiazdy decyduje o jej typie widmowym.

Przyjrzyj się diagramowi H-R na rysunku 11.4. Na osi pionowej odłożone są obiekty w kolejnościich rosnącej jasności obserwowanej, na osi poziomej widzimy zaś gwiazdy uszeregowanewedług temperatury ich powierzchni. Innymi słowy, obiekty odłożone u góry osi pionowejsą najjaśniejsze, na dole — najmniej wyraźne. Gwiazdy po lewej stronie osi poziomej mająnajwyższą temperaturę, która maleje wraz z przesuwaniem się po osi w prawą stronę.


Na diagramie H-R każdy punkt to pojedyncza gwiazda. Uważny i znający się na rzeczyobserwator wyczyta z niego mnóstwo interesujących informacji:

Większość gwiazd znajduje się w pasie biegnącym po przekątnej diagramu, od lewegogórnego do prawego dolnego rogu. Ów pas to „typowe”, można by rzecz, gwiazdy ciągugłównego, spalające wodór w swoich jądrach. Należy do nich również i nasze Słońce.

Część gwiazd leży na nieco szerszym, mniej zagęszczonym i niemal poziomym pasie,biegnącym ponad ciągiem głównym, w prawo i nieznacznie ku górze tj. w kierunkuwyższych jasności i niższych temperatur. To tzw. ciąg olbrzymów, złożony z czerwonycholbrzymów.

Pewna grupa gwiazd zajmuje miejsce u szczytu diagramu, rozciągając się wzdłuż całejjego szerokości. To nadolbrzymy: błękitne usadowiły się (mniej więcej) po lewej stroniewspomnianego pasa, po prawej zaś liczniejsze od błękitnych czerwone nadolbrzymy.

Poniżej pasa gwiazd ciągu głównego widzimy jeszcze jeden typ gwiazd, zgrupowanychw paśmie rozciągającym się mniej więcej po przekątnej lewej dolnej ćwiartki diagramu.To białe karły.

Jasność i temperatura to parametry, które decydują o położeniu gwiazdy ciągu głównego nadiagramie. Jak już jednak wspomniałem, oba te czynniki zależą wyłącznie od jednego: masygwiazdy. Widać to jak na dłoni po przebiegu pasa: gwiazdy usytuowane po lewej stronie ciągugłównego są masywniejsze od Słońca, te zaś po prawej mają masę mniejszą od masy naszejgwiazdy.

Astronomowie zazwyczaj nie umieszczają na diagramie H-R młodych obiektów gwiazdowychrazem z innymi gwiazdami. Obiekty tego typu znalazłyby się po prawej stronie wykresu, powyżejpasa gwiazd ciągu głównego, jednak zdecydowanie poniżej nadolbrzymów. Gwiazdy neutronowei czarne dziury mają zbyt małą jasność, aby można było je umieścić na tym samym diagramieobok innych, „normalnych” gwiazd.

Analiza diagramu Hertzsprunga-RussellaWystarczy kilka słów wyjaśnienia, a również i Ty możesz stać się znawcą astrofizyki gwiazdi zrozumieć przyczyny decydujące o umiejscowieniu określonego obiektu na diagramie.Ustalenie tych prawideł zajęło badaczom dekady, Ty zaś otrzymasz je podane „na tacy”.Aby nie komplikować sprawy, omówię zagadnienie w oparciu o „skalibrowany” diagram H-R,na którym o rozmieszczeniu gwiazd decyduje ich jasność absolutna.

Zastanówmy się: co sprawia, że dana gwiazda jest jaśniejsza bądź słabsza niż inna? O jasnościgwiazdy decydują dwa proste czynniki: rozmiary jej powierzchni oraz temperatura. Imgwiazda większa, tym większą ma powierzchnię, a przecież każdy jej centymetr kwadratowyjest źródłem światła. Rachunek jest więc prosty: im większa powierzchnia, tym większaprodukcja światła. Jak jednak ma się to do ilości światła wytwarzanego przez daną jednostkępowierzchni? Gorętsze obiekty świecą jaśniej niż gwiazdy o niższej temperaturze, zatem imwyższa temperatura gwiazdy, tym więcej wytwarza ona światła w przeliczeniu na jednostkępowierzchni.

Proste, prawda? A oto, jak ma się to w praktyce:

Powodem, dla którego białe karły znajdują się w dolnej części diagramu, są ich niepokaźnerozmiary. Gwiazdy o tak niewielkiej powierzchni (w porównaniu do Słońca) nie są poprostu w stanie świecić jasno. W miarę jak bledną i gasną (niczym starzy żołnierze),


przesuwają się w dolną stronę diagramu (gdyż stają się coraz mniej wyraźne) oraz —ochładzając się — w prawo. Nie zobaczysz zbyt wielu białych karłów w prawej częścidiagramu — chłodne gwiazdy są zazwyczaj tak niewyraźne, że nie mieszczą się na jegoskali. Co więcej, wielu słabych białych karłów nie jesteśmy w stanie dostrzec, a tymsamym ich sklasyfikować.

Nadolbrzymy usadowiły się w górnej części diagramu za sprawą swoich ogromnychrozmiarów. Niektóre czerwone nadolbrzymy swoją wielkością przewyższają Słońcetysiąckrotnie (gdyby umieścić je obok Słońca, sięgałyby poza orbitę Jowisza). Nic więcdziwnego, że ciało o takiej wielkości świeci bardzo jasno.Z faktu, iż nadolbrzymy zajmują na diagramie H-R niemal całą jego górną część, możnawysnuć wniosek, że nadolbrzymy błękitne (po lewej stronie wykresu) są mniejsze odczerwonych (po prawej). Skąd ta pewność? Błękitne nadolbrzymy zawdzięczają swojąbarwę niezwykle wysokiej temperaturze w ich wnętrzu. Idźmy dalej: wysoka temperaturaoznacza, że w przeliczeniu na jednostkę powierzchni wytwarzają one więcej energii niżnadolbrzymy o barwie czerwonej. Ponieważ zaś jasność nadolbrzymów jest w przybliżeniutaka sama (zajmują miejsce w pobliżu górnej krawędzi diagramu), te typu czerwonegomuszą mieć większe rozmiary, aby zniwelować „przewagę”, jaką daje błękitnym ichtemperatura, i wyprodukować zbliżoną do nich ilość światła.

Gwiazdy ciągu głównego zajmują miejsce na pasie przecinającym diagram poprzekątnej, rozciągającym się od lewego górnego do prawego dolnego jego rogu.Tak duża rozpiętość wynika z faktu, że do tej grupy, niezależnie od wielkości, sązaliczane wszystkie gwiazdy spalające wodór w swoich jądrach. Różnica w rozmiarachdecyduje jednak o umiejscowieniu danego obiektu na diagramie H-R. Bardziej gorącegwiazdy ciągu głównego (widoczne po lewej stronie diagramu) są jednocześnie większeod chłodnych gwiazd ciągu, mają więc nad nimi niejako podwójną „przewagę”: większąpowierzchnię oraz wyższy wskaźnik wytwarzanej energii w przeliczeniu na jednostkępowierzchni. Miejsce w prawym dolnym narożniku diagramu zajmują czerwone karły.

Wierni sobie na zawsze:gwiazdy podwójne i wielokrotne

Dwie, trzy lub więcej gwiazd krążących wokół wspólnego środka masy nazywane są odpowiedniogwiazdą podwójną lub wielokrotną. Przeprowadzane przez naukowców badania nad tego typuukładami gwiazd pozwalają lepiej zrozumieć proces ich ewolucji, obserwacja tego typu obiektów torównież znakomita zabawa dla użytkowników amatorskich teleskopów naziemnych.

Gwiazdy na dnieBrązowe karły — odkryte w połowie lat 90. XX w. —to najnowsze uzupełnienie na mapie kosmicznego in-wentarza. Są mniejsze niż gwiazdy, osiągając zazwy-czaj rozmiary gazowych planet-olbrzymów (np. Jowisza),zdecydowanie jednak górują nad planetami masą.W odróżnieniu od planet świecą nie światłem odbi-tym, lecz własnym. Brązowe karły nie są jednak gwiaz-dami w ścisłym znaczeniu tego słowa, gdyż fuzja ter-mojądrowa w ich jądrach trwa jedynie przez krótki

czas. Gdy nuklearny „piec” w ich wnętrzu wygasa, prze-stają one wytwarzać energię i stygną. Ich typ widmowy— L i T — oznacza obiekty chłodniejsze niż gwiazdyo typie widmowym M, a tym samym chłodniejsze niżczerwone karły. Na diagramie Hertzsprunga-Russella(zobacz rysunek 11.4) brązowe karły znalazłyby sięw skrajnym dolnym prawym rogu wykresu bądź nawetniżej, już poza diagramem.


Gwiazdy podwójne a efekt DoppleraNiemal połowa wszystkich znanych gwiazd występuje w parach, tworząc tzw. gwiazdypodwójne. Warto zauważyć, że obiekty wchodzące w skład tego typu układu są rówieśnikami:gwiazdy formujące się razem i w miarę krystalizowania się z obłoków dysku protoplanetarnegowiążące własną grawitacją zazwyczaj pozostają już ze sobą na zawsze. Można by rzec: cograwitacja złączyła, niemal żadna siła we wszechświecie nie jest w stanie rozdzielić. Dojrzałajuż gwiazda, wchodząca w skład gwiazdy podwójnej, ogranicza się zazwyczaj do jednegojedynego partnera (bywają jednak wyjątki: gwiazdy wchodzące w skład układów wielokrotnychczęsto zbliżają się do siebie na tak niewielką odległość, że w trakcie „spotkania” mogą stracićstarego lub zyskać nowego partnera).

Jak sama nazwa wskazuje, gwiazda podwójna składa się z dwóch gwiazd krążących wokółwspólnego środka masy (zwanego również barycentrum). W przypadku gwiazd, których masa jestjednakowa, barycentrum znajduje się dokładnie w połowie odległości pomiędzy nimi. Jeślijednak założymy, że któraś z gwiazd układu ma masę dwukrotnie większą niż druga, punktten przemieści się w stronę masywniejszego obiektu. Gdybyśmy w tym momencie dokonaliodpowiednich pomiarów, okazałoby się, że odległość dzieląca środek masy i lżejszą gwiazdęjest dwukrotnie większa niż odległość pomiędzy barycentrum a ciałem bardziej masywnym.Jeśli któryś z obiektów ma masę odpowiadającą 1/3 masy swojego towarzysza, krąży on wokółwspólnego środka trzy razy dalej aniżeli tamten itd. Gwiazdy formujące układ podwójnyprzypominają dzieci bawiące się na huśtawce: aby zachować równowagę, cięższe z nich musisiedzieć bliżej osi.

Orbity wchodzących w skład układu podwójnego gwiazd o jednakowej masie mają takie samerozmiary. Zakładając, że gwiazdy różnią się masą, również ich orbity będą różne. Generalnazasada brzmi: duży ma do przebycia krótszą drogę. Łatwo tu o skojarzenie z naszym systememsłonecznym, w którym im bliżej Słońca orbituje określona planeta, tym szybciej się poruszai wykonanie pełnego obiegu wokół gwiazdy zajmuje jej mniej czasu. To interesująca koncepcja,aczkolwiek w przypadku gwiazd podwójnych nie ma zastosowania.

W przypadku układów podwójnych większa gwiazda krążąca po mniejszej orbicie czyni towolniej aniżeli mniej masywny składnik układu poruszający się po większej orbicie. Prędkośćobu ciał względem siebie zależy w rzeczywistości od stosunku ich mas: gwiazda o masierównej 1/3 masy swojego „partnera” porusza się trzy razy szybciej od niego itd. Mierząc ichprędkość orbitalną, astronomowie są w stanie ustalić masę obiektów układu podwójnego.

Fakt, iż prędkości orbitalne składników gwiazdy podwójnej są uzależnione od ich mas, sprawia,że tego rodzaju układy cieszą się szczególnym zainteresowaniem naukowców. I choć być możerzeczywiście istnieje 50 sposobów na opuszczenie kochanka, to jednak metod ustalenia masygwiazdy astronomowie znają zaledwie kilka. Jedną z nich jest analiza systemów gwiazd podwójnychza pomocą narzędzia, jakim jest zjawisko efektu Dopplera.

Gdy któraś z gwiazd formujących układ podwójny trzykrotnie przewyższa masą drugą,orbituje wokół wspólnego środka masy z prędkością równą 1/3 prędkości swojej mniejszejtowarzyszki. Aby więc ustalić proporcje mas obu składników układu (tj. to, o ile większagwiazda jest masywniejsza od mniejszej), astronomom wystarczy jedynie zmierzyć ichprędkość. Tymczasem możliwość zaobserwowania ich ruchów przytrafia się niezwyklerzadko, zazwyczaj nie pozwala bowiem na to zbyt wielka odległość dzieląca je od Ziemi.Jednak nawet olbrzymi dystans nie przeszkadza nam w obserwacji światła gwiazd podwójnychi analizie jego widma. Trudność polega na tym, że to, co widzimy, to najczęściej zlewające sięświatło obu gwiazd układu.


Nieocenioną pomocą dla astronomów okazał się w tym przypadku tzw. efekt Dopplera, zjawiskonazwane tak na cześć XIX-wiecznego austriackiego fizyka Christiana Andreasa Dopplera,który zaobserwował je i opisał jako pierwszy. Oto co powinieneś wiedzieć o tym zjawisku.

Częstotliwość lub długość fali dźwięku bądź światła odbieranego przez obserwatora zmieniasię w zależności od prędkości emitującego je źródła względem tegoż obserwatora. W przypadkudźwięku takim źródłem może być np. gwizd lokomotywy pociągu, w przypadku światła —gwiazda (dźwięki o wyższej częstotliwości charakteryzują się wyższym tonem: np. sopran mawyższy ton niż tenor). Fale świetlne o wysokiej częstotliwości cechują się mniejszą długością,a fale, których częstotliwość jest niższa, mają długość większą. W przypadku znanego namdoskonale światła widzialnego najmniejszą długością fali charakteryzuje się światło niebieskie,największą zaś — czerwone.

Zgodnie z efektem Dopplera:

Gdy źródło fali (dźwiękowej lub świetlnej) zbliża się do Ciebie, częstotliwość, którąodbierasz lub rejestrujesz, wzrasta, zatem• ton gwizdka lokomotywy wydaje się być wyższy;• światło gwiazdy wydaje się być bardziej niebieskie.

Gdy źródło fali oddala się do Ciebie, częstotliwość maleje, a zatem• gwizdek, który słyszysz, ma niższy ton;• gwiazda przybiera odcień czerwieni.

Dźwięk gwizdka lokomotywy to jeden z typowych przykładów, po jakie sięgali wykładowcyakademiccy, próbując uzmysłowić prawidła efektu Dopplera pokoleniom nieraz niechętnychnauce studentów. Gdzież jednak można jeszcze usłyszeć taki dźwięk? Posłużę się innąanalogią: wyobraź sobie, że prujesz fale swoją motorówką. W momencie gdy skierujesz łódźw stronę, z której dochodzą fale, odniesiesz wrażenie, że łódź trzęsie się i podskakuje nawzburzonej wodzie. Gdy jednak zawrócisz i ruszysz w kierunku plaży, kołysanie wyraźnieuspokoi się, a fale wygładzą. W pierwszym przypadku ruszyłeś falom naprzeciw, „zderzając”się z nimi wcześniej, aniżeli miałoby to miejsce, gdybyś stał (lub unosił się na wodzie) w bezruchu.Zatem częstotliwość, z jaką fale uderzyły o Twoją łódź, była większa niż w przypadku gdybyta nie ruszała się z miejsca. Częstotliwość samych fal nie zmieniła się, zmieniła się częstotliwośćfal odczuwana przez Ciebie.

Analizując widmo światła emitowanego przez gwiazdę, dostrzeżesz na jego tle ciemne prążki— tzw. linie Fraunhofera. Odpowiadają one miejscom (długości fali lub barwy światła),w których gwiazda emituje znacznie mniejszą ilość światła aniżeli w sąsiednich fragmentachwidma. Zmniejszona emisja światła w tych długościach fali to efekt jego absorpcji przez atomyokreślonych pierwiastków znajdujące się w atmosferze gwiazdy. Linie tworzą charakterystyczneukłady, które za sprawą efektu Dopplera przemieszczają się w rejestrowanym na Ziemiwidmie światła gwiazdy w miarę jej oddalania się i przybliżania względem naszej planety.

Obserwacja widma gwiazd podwójnych i analiza ich przesunięcia: od czerwieni ku fioletowii z powrotem ku czerwieni, umożliwia astronomom ustalenie prędkości składników układupodwójnego, a co za tym idzie, ich masy względem siebie. Ponadto pomiar długości cykluprzesunięcia linii absorpcyjnych od czerwieni ku fioletowi i z powrotem pozwala na określeniedługości obiegu obu ciał wokół wspólnego środka masy. Zjawisko przesunięcia linii spektralnychku większej długości fali (tj. ku czerwieni) nosi nazwę przesunięcia ku czerwieni. Istnieje kilkainnych zjawisk wywołujących przesunięcie linii widmowych, jednak w większości przypadkówprzyczyną tego jest właśnie efekt Dopplera.


Jeśli wiemy, że czas potrzebny gwieździe na wykonanie jednego pełnego obiegu wokół środkamasy wynosi, dla przykładu, 60 dni, jak również znana jest nam jej prędkość, potrafimy obliczyćdługość orbity gwiazdy, a co za tym idzie, promień tej orbity. Poza tym, jeśli wyruszysz z NowegoJorku i bez zatrzymywania się będziesz jechał przez trzy godziny z prędkością 90 kilometrówna godzinę (życzę powodzenia w korkach), z łatwością obliczysz, że przebyty przez Ciebiedystans to 3 × 90, czyli 270 kilometrów.

Spektroskopia astronomiczna w pigułceSpektroskopia astronomiczna to analiza widma ciałaniebieskiego (w tym gwiazd) pod kątem rozmieszczeniai szerokości linii Fraunhofera. Jako taka stanowi jednoz najważniejszych narzędzi umożliwiających poznawa-nie właściwości gwiazd. Dzięki spektroskopii możliwejest ustalenie:

prędkości radialnej gwiazd tj. ich ruchu względemZiemi; stosunku mas, długości okresów orbitalnych orazdługości orbit składników układów podwójnych; wartości siły grawitacji na powierzchni gwiazd; siły pola magnetycznego gwiazd; składu chemicznego gwiazd (tj. atomy jakich pier-wiastków tam występują i w jakich ilościach); długości cykli plam gwiazdowych.

Wszystkie te informacje można uzyskać poprzez pomiarpołożenia, szerokości i natężenia (tj. odcienia) wspomnia-nych już ciemnych (choć bywa, że i jasnych) linii w wid-mach gwiazd. Naukowcy analizują je za pomocą narzę-dzia w postaci efektu Dopplera, próbując ustalićprędkości gwiazd, długości ich orbit i stosunek mas obuobiektów układu podwójnego. Prócz efektu Dopplerana kształt linii widmowych wpływa szereg innych zja-wisk, w tym efekt Zeemana czy efekt Starka. Wiedza,jaką dysponują dziś astronomowie, pozwala na obli-czenie siły pola magnetycznego gwiazdy (przy zasto-sowaniu efektu Zeemana) oraz jej gęstości i siły gra-witacyjnej w jej atmosferze (za pomocą efektu Starka).Już samo pojawienie się danej linii widmowej, wywołaneobecnością w atmosferze gwiazdy atomów określo-nego pierwiastka absorbujących (ciemne linie) bądźemitujących (linie jasne) światło do atmosfery, dostarczaastronomom informacji na temat składu chemicznegoobiektu i jego temperatury.

Za sprawą analizy linii widmowych naukowcy są w sta-nie określić nawet stopień jonizacji atomów wchodzą-cych w skład obserwowanej gwiazdy. Olbrzymia tem-peratura panująca na ich powierzchni wytrąca częstojeden bądź więcej elektronów z atomów, przekształca-jąc je w jony określonego pierwiastka. Dla przykładu:w zależności od liczby wytrąconych elektronów każdytyp jonów żelaza charakteryzuje się innym wzorem liniiwidmowych i odmiennym ich rozmieszczeniem. Po-równując widma gwiazd zarejestrowane przez tele-skopy z widmami pierwiastków chemicznych uzyska-nymi na drodze eksperymentów laboratoryjnych bądźsymulacji komputerowych, naukowcy są w stanie okre-ślić skład chemiczny gwiazdy, nawet na nią nie spoj-rzawszy.

W otoczeniu chłodnych gazów gwiazdowych większośćatomów żelaza traci tylko jeden elektron, emituje więcwidmo jednokrotnie zjonizowanego żelaza. Jednak w eks-tremalnie gorących rejonach gwiazdy, takich jak osiąga-jąca milion stopni Celsjusza korona słoneczna, z żelazawytrącanych bywa nawet 10 elektronów. Atom znaj-duje się wtedy w stanie wysokiej jonizacji, czego od-zwierciedleniem jest charakterystyczne rozmieszcze-nie linii spektralnych. Tego typu układ jasno dowodziwysokiej temperatury na określonym obszarze badanejgwiazdy.

Niektóre fragmenty widma słonecznego zmieniają sięwraz z okresowymi anomaliami na powierzchni naszejgwiazdy (jak już wiesz, maksimum cyklu plam sło-necznych występuje mniej więcej co 11 lat). Podobnezmiany można zaobserwować w widmach innych gwiazdtypu Słońca. Posługując się metodą spektroskopową,astronomowie są w stanie obliczyć długość cyklu plamgwiazdowych na określonym obiekcie. Fakt, że mon-strualna odległość uniemożliwia dostrzeżenie na nimjakichkolwiek plam (za pomocą sprzętu, jakim dyspo-nujemy obecnie), nie jest w tym przypadku najmniej-szą przeszkodą.


Robi się tłoczno: gwiazdy wielokrotneGwiazda podwójna to układ dwóch gwiazd, które obserwowane z Ziemi wydają się znajdowaćw niedużej odległości od siebie. Część z nich to prawdziwe gwiazdy fizycznie podwójne, orbitującewokół wspólnego środka masy. Większość to jednak gwiazdy optycznie podwójne, znajdujące sięw znacznej odległości od siebie, choć obserwowane z Ziemi wydają się niemal nakładać.Nie mają one ze sobą nic wspólnego i dlatego nie będziemy zaprzątać sobie nimi głowy.

Gwiazda potrójna to — jak łatwo się domyślić — trzy gwiazdy znajdujące się w swoimbezpośrednim sąsiedztwie. Podobnie jednak jak w przypadku gwiazd podwójnych mogą oneznajdować się blisko siebie jedynie pozornie, obserwowane z Ziemi. Układ gwiazdy potrójnejskłada się z trzech gwiazd powiązanych ze sobą grawitacyjnie i orbitujących wokół wspólnegośrodka masy.

Porównanie do pary (niekoniecznie małżeńskiej) jest tu jak najbardziej na miejscu: ten (ta)trzeci (trzecia) to niekoniecznie pożądane towarzystwo w przypadku dwojga zaangażowanychuczuciowo ludzi. Podobnie ma się rzecz w przypadku układów gwiazdy potrójnej: składają sięone z „bliskiej” pary gwiazd tworzących układ podwójny oraz trzeciej, krążącej po znaczniewiększej orbicie. Gdyby wszystkie trzy gwiazdy poruszały się po bliskich orbitach, ich wzajemneoddziaływanie grawitacyjne nieuchronnie spowodowałoby rozpad układu, czego konsekwencjąbyłoby wypchnięcie i bezpowrotna „ucieczka” któregoś z jego składników. Zatem układgwiazdy potrójnej to w rzeczywistości „gwiazda podwójna”, której jednym ze składnikówjest związana blisko ze sobą para gwiazd.

Gwiazda poczwórna to najczęściej „podwójna gwiazda podwójna”, złożona z dwóch znajdującychsię blisko par gwiazd krążących wokół wspólnego dla całej czwórki środka masy.

Gwiazda wielokrotna to wspólny termin oznaczający układy gwiazd większe niż podwójne:potrójne, poczwórne itd. W niektórych przypadkach dość trudno jest wskazać różnicępomiędzy dużymi układami wielokrotnymi gwiazd a niemal identycznymi niewielkimigromadami. Zwykło się jednak przyjmować, że gromada to system, którego liczebnośćprzekracza 10 gwiazd.

Czas na zmiany: gwiazdy zmienneNie każda gwiazda jest — jak napisał Szekspir w Juliuszu Cezarze — „stała jak północna gwiazda”.Wielki dramaturg pomylił się jednak: również i Gwieździe Północnej daleko do stałościi niezmienności. Ów jeden z najbardziej rozpoznawalnych punktów na niebie to w rzeczywistościgwiazda zmienna, tj. taka, której jasność zmienia się w zauważalny sposób. Przez długie lataastronomowie sądzili, że o jasności Polaris wiedzą wszystko: naprzemiennie nieznacznieto jaśniała, to ciemniała. W pewnym momencie gwiazda zaczęła zachowywać się jednaknieprzewidywalnie. Owe anomalie mogą oznaczać zmianę fizycznych właściwości gwiazdy,co naukowcy intensywnie starają się wyjaśnić. Całkiem niedawno astronomowie z UniwersytetuVillanova ustalili, że Gwiazda Północna świeci o 1 magnitudo (w przybliżeniu 2,5 razy) jaśniejaniżeli w czasach starożytnych.

Wyróżnia się dwa zasadnicze typy gwiazd zmiennych:

Wahania jasności gwiazd zmiennych fizycznie spowodowane są procesami i zmianamifizycznymi zachodzącymi w samych gwiazdach bądź ich otoczeniu. Wśród tego typuobiektów wyróżnia się:


• gwiazdy pulsujące,• gwiazdy rozbłyskowe,• gwiazdy wybuchowe.

Przyczyną zmiany jasności gwiazdy zmiennej z powodu warunków zewnętrznych jestnajczęściej inny obiekt zasłaniający docierające do Ziemi światło emitowane przezgwiazdę. Dwa główne typy gwiazd zmiennych z powodu tych czynników to:• gwiazdy podwójne zaćmieniowe,• gwiazdy, których zmienność wynika ze zjawiska mikrosoczewkowania.

Gwiazdy pulsująceGwiazdy pulsujące to puchną, to zapadają się, raz zwiększając swoje rozmiary, raz zmniejszającsię. Podobnym fluktuacjom ulega również ich temperatura i jasność. Nie sposób oprzeć sięwrażeniu, że przypominają pulsujące w powietrzu nadmuchiwane serduszka.

CefeidyZ naukowego punktu widzenia najistotniejszą kategorią gwiazd zmiennych pulsujących sącefeidy zawdzięczające swoją nazwę pierwszemu odkrytemu obiektowi tego typu, gwieździe δ�w konstelacji Cefeusza (delta Cephei).

W roku 1912 amerykańska astronom Henrietta Leavitt odkryła, że gwiazdy tego typu cechujezależność okres-jasność. Oznacza to, że im dłuższy jest okres pulsacji (tj. odstęp pomiędzykolejnymi maksimami jasności), tym większa średnia jasność absolutna gwiazdy. W oparciuo zachodzące cyklicznie zmiany jasności obserwowanej naukowcy obliczają okres pulsacji danejcefeidy. Dysponując tym wskaźnikiem, mogą już z łatwością — posługując się zależnościądostrzeżoną przez Leavitt — ustalić jasność absolutną obiektu.

Ale właściwie dlaczego tak bardzo interesuje to astronomów? Odpowiedź jest prosta: znając jasnośćabsolutną gwiazdy, jesteśmy w stanie obliczyć odległość dzielącą nas od niej. Ostatecznie imodleglejsza gwiazda, tym słabszą ją widzimy, a przecież jej jasność absolutna jest wciąż taka sama.

Zgodnie z prawem odwrotności kwadratu jasność gwiazdy maleje wraz z odległością: jeśliodległość pomiędzy Ziemią a gwiazdą zwiększy się dwukrotnie, jej jasność obserwowanazmniejszy się czterokrotnie; gdy odległość potroi się, jasność gwiazdy zmaleje dziewięciokrotnie.Gdyby zaś dystans dzielący nas i określoną gwiazdę zwiększył się dziesięciokrotnie, jej jasnośćobserwowana zmaleje o sto razy.

Przeglądając prasę lub oglądając wiadomości telewizyjne, być może natknąłeś się na doniesieniao sukcesie w postaci ustalenia za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a wieku wszechświatai jego rozmiarów. Owe dokonania to pokłosie badań właśnie cefeid znajdujących sięw odległych galaktykach. Wyznaczywszy okres zmian ich blasku, naukowcy, przy zastosowaniuzależności okres-jasność, są w stanie obliczyć odległość, w jakiej znajdują się galaktyki.

Gwiazdy zmienne typu RR LyraeGwiazdy zmienne typu RR Lyrae przypominają cefeidy, są jednak od nich mniejsze i nie takjasne. Ich obecność stwierdzono m.in. w gromadach kulistych w naszej Drodze Mlecznej.Również i je charakteryzuje zależność okres-jasność.


Gromady kuliste to olbrzymie, mające kształt sfery skupiska starych gwiazd powstałych jeszczew okresie formowania się Drogi Mlecznej. Bywa, że na obszarze mierzącym zaledwie 60 – 100lat świetlnych przekroju „ściśniętych” jest od kilkuset tysięcy do miliona gwiazd. Obserwacjai analiza zmian blasku gwiazd typu RR Lyrae umożliwia naukowcom obliczenie dystansudzielącego je od Ziemi, a w przypadku gwiazd zlokalizowanych w gromadach kulistych— odległości również i do nich.

Dlaczego wiedza o odległości gromady kulistej jest tak ważna? Odpowiadam: wszystkiegwiazdy określonej gromady kulistej powstały w zbliżonym czasie, zrodzone z tegosamego obłoku gazu, wszystkie też znajdują się w zbliżonej odległości od Ziemi. DiagramHertzsprunga-Russella dla gwiazd w gromadzie kulistej jest więc pozbawiony błędówmogących wynikać z różnic w odległościach pomiędzy Ziemią a gwiazdami. Znając odległość,w jakiej znajduje się dana gromada kulista, naukowcy na podstawie obserwowanej jasności(magnitudo) są w stanie obliczyć świetlność gwiazdy, tj. ilość emitowanej przez niąenergii w określonym przedziale czasowym. Uzyskane wskaźniki można zweryfikowaćza pomocą teorii astrofizycznych. Jak widzisz, astrofizycy nie narzekają na brak zajęć.

Gwiazdy zmienne długookresoweNaukowcy rozsmakowują się w danych, których źródłem są cefeidy czy gwiazdy zmiennetypu RR Lyrae. Z kolei astronomowie amatorzy delektują się obserwacjami gwiazd zmiennychdługookresowych, nazywanych również mirydami — od gwiazdy Mira (ο Ceti/omikronCeti) w konstelacji Wieloryba, pierwszej znanej gwiazdy długookresowej.

Mirydy pulsują podobnie jak cefeidy, jednak w odróżnieniu od nich ich okresy pulsacji sąznacznie dłuższe, sięgające 10 lub więcej miesięcy, również skala zmian ich jasności jestzdecydowanie większa aniżeli w przypadku cefeid. W czasie swojego maksimum jasności Mirajest widoczna okiem nieuzbrojonym, podczas minimum do jej wypatrzenia niezbędny jestteleskop. Zmiany jasności gwiazd zmiennych długookresowych są nieprzewidywalne: magnitudotakiej gwiazdy, rejestrowane w momencie kolejnego maksimum jej blasku, może znacznieróżnić się od poprzedniego. Tego typu zmiany są łatwe do zaobserwowania. Również i Tymożesz mieć swój wkład w badania gwiazd zmiennych. Więcej na ten temat powiem w końcowejczęści tego rozdziału.

Wybuchowi sąsiedzi: gwiazdy rozbłyskoweGwiazdy rozbłyskowe to niewielkie czerwone karły, nieustannie wstrząsane eksplozjamiprzypominającymi ultraenergetyczne rozbłyski słoneczne. Bez pomocy specjalnych kolorowychfiltrów nie jesteś w stanie dostrzec większości rozbłysków, gdyż nikną one w oślepiającymświetle Słońca. Bez użycia filtra można zaobserwować jedynie bardzo rzadkie i niezwykleokazałe rozbłyski „białego światła” (co nie zmienia faktu, że bezwzględnie powinieneśzastosować którąś z technik bezpiecznej obserwacji Słońca, opisanych w rozdziale 10.).Tymczasem eksplozje mające miejsce na gwiazdach rozbłyskowych są tak silne, że jasność tychobiektów zauważalnie się zmienia: podczas obserwacji gwiazdy przez teleskop zaczyna onaw pewnym momencie świecić jaśniej. Nie wszystkie czerwone karły charakteryzują się tegotypu właściwościami. Gwiazdą rozbłyskową jest m.in. Proxima Centauri, po Słońcu najbliższaZiemi gwiazda.


Przedstawiamy nową: gwiazdy wybuchoweEksplozje nowych i supernowych są tak potężne, że gwiazdy rozbłyskowe to przy nich nikłeświatełka: są nieporównywalnie silniejsze i o wiele bardziej efektowne.

NoweEksplozja nowej to efekt skomplikowanego procesu akumulacji materii przez wchodzącegow skład układu podwójnego białego karła i przypomina wybuch supernowej typu Ia, opisanywe wcześniejszej części rozdziału. Różnica polega na tym, że eksplozja nowej nie ma aż takdestrukcyjnych następstw. Biały karzeł nie ulega zniszczeniu, wyrzuca jedynie materięzalegającą w jego zewnętrznych powłokach, a następnie stygnie, rozpoczynając na nowo procespozyskiwania wodoru od swojej gwiezdnej towarzyszki (zjawisko to nosi nazwę wychwytumasy). Ogromna grawitacja panująca na powierzchni gwiazdy ściska gaz z wielką siłą, jegotemperatura wzrasta i po upływie kilkuset lat bądź kilku tysiącleci po raz kolejny obserwujemyimponującą eksplozję. Tyle teoria. Czy jest prawdziwa — nie wiadomo. Żaden z naukowcównie miał bowiem okazji dwukrotnie oglądać typowej (nazywanej klasyczną) eksplozji nowej.Istnieją jednak podobne układy podwójne, w których eksplozje nie są być może aż takgwałtowne i silne, lecz powtarzają się na tyle często, że stanowią wdzięczny obiekt obserwacjiastronomów amatorów, gotowych w każdej chwili przekazać swoje odkrycia profesjonalistomi naukowcom. Obiekty tego rodzaju określa się mianem nowych karłowatych lub układami typuAM Herculis.

Nowe klasyczne, nowe karłowate oraz obiekty o podobnej charakterystyce określane są wspólnąnazwą gwiazd zmiennych kataklizmicznych.

Nowa o jasności pozwalającej na jej obserwację okiem nieuzbrojonym pojawia się mniejwięcej raz na dekadę. Jedną z nich, rozbłysłą w konstelacji Herkulesa w 1963 roku, badałemw czasie pracy nad moją rozprawą doktorską. Gdyby nie eksplodowała we właściwym czasie,do dziś mógłbym rozmyślać nad tematem pracy. Jeśli chodzi o czasy bardziej współczesne,w roku 1999 nowa pojawiła się w gwiazdozbiorze Żagla.

SupernoweSupernowa to efekt wybuchu i odrzucenia przez gwiazdę jej zewnętrznej otoczki, w wynikuczego powstaje mgławica nazywana pozostałością po supernowej (zobacz rysunek 11.5). Początkowomgławica składa się z materiału, z którego była zbudowana zniszczona gwiazda. W centralnejczęści mgławicy znajduje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura — pozostałości obiektu,z którego powstała supernowa (więcej na ich temat przeczytasz w podrozdziale „Pożegnanianadszedł czas — schyłkowy etap cyklu życiowego gwiazdy” we wcześniejszej części tegorozdziału). W miarę rozprzestrzeniania się mgławica absorbuje gaz międzygwiazdowy,przypominając pług śnieżny, na którym osadza się śnieg. Po upływie kilku tysięcy lat posupernowej pozostaje właściwie jedynie gaz zagarnięty w czasie wędrówki obłoku materiiprzez przestrzeń międzygwiezdną.

Supernowe są niezwykle jasne i pojawiają się stosunkowo rzadko. Astronomowie szacują,że w galaktykach typu Drogi Mlecznej supernowa rozbłyska raz na 25 – 100 lat. Tymczasemostatnia obserwowana eksplozja supernowej w naszej Galaktyce — supernowa Kepleraw konstelacji Wężownika — miała miejsce w 1604 roku, tj. jeszcze przed wynalezieniemteleskopu. Niewykluczone, że miały miejsce również i inne, jednak unoszące się w przestrzenimiędzygwiezdnej obłoki pyłu uniemożliwiły nam obserwację zjawiska. Według specjalistóww każdej chwili może eksplodować znajdująca się w naszej galaktyce eta Carinae, duża gwiazdanieba południowego. Należy jedynie pamiętać, że w żargonie astronomów „chwila” to mniejwięcej milion lat.


Rysunek 11.5.Fragment PętliŁabędzia z wi-

docznymi pozo-stałościami po

supernowej


HipernoweHipernowe to wyjątkowo jasne supernowe, którym towarzyszą potężne, odnotowywane mniejwięcej raz na dobę rozbłyski promieni gamma. Rozbłyski to efekt eksplozji wysokoenergetycznegopromieniowania gamma, emitowanego w postaci strumieni, które można porównać do snopaświatła rzucanego przez reflektor. Wystrzelony przez NASA w listopadzie 2004 roku satelitaSwift być może pozwoli nam lepiej poznać to wciąż kryjące wiele zagadek zjawisko.Zarejestrowawszy wybuch, sonda natychmiast prześle sygnał na Ziemię, wskazując astronomommiejsce, gdzie doszło do eksplozji.

Jeśli interesują Cię efekty pracy sondy, zajrzyj na poświęconą jej stronę internetowąpod adresem http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/swiftsc.html, a następnie kliknij zakładkęstudents/teachers/public. Wszystkie znane hipernowe i eksplozje promieniowania gamma zostałyzarejestrowane w odległych galaktykach. To dobra wiadomość: gdyby do tego typu erupcjidoszło w Drodze Mlecznej, konsekwencje dla naszej planety mogłyby być zabójcze.

Kosmiczna zabawa w chowanego:gwiazdy zmienne zaćmienioweGwiazdy zmienne zaćmieniowe to układy podwójne, których jasność absolutna jest stała (o ilektóryś bądź oba z jego składników nie są gwiazdami pulsującymi, rozbłyskowymi lub innymtypem gwiazdy zmiennej fizycznie), mimo że obserwowane z Ziemi wydają się być gwiazdązmienną. Płaszczyzna orbitalna układu — płaszczyzna, w której zawierają się orbity obu jegoskładników — pokrywa się z linią jego obserwacji z Ziemi. Oznacza to, że gwiazdy okresowoprzesłaniają się nawzajem, czego efektem jest zauważalne obniżenie jasności w czasie zaćmienia(role odwracają się po upływie połowy okresu orbitalnego, kiedy to gwiazda „zaćmiona”przesłania swoją towarzyszkę).

Jeśli okres orbitalny gwiazdy podwójnej wynosi cztery dni, równo co cztery dni bardziejmasywny składnik układu (oznaczany zazwyczaj symbolem A) przechodzi dokładnie przezśrodek (obserwowanej z Ziemi) drugiej gwiazdy układu. W ten sposób gwiazda A blokujecałość lub większość docierającego do Ziemi światła gwiazdy B (zależy to od jej rozmiaru

http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/swiftsc.html


w stosunku do obiektu A — czasami mniej masywna gwiazda jest większa niż jej towarzyszka),powodując zauważalny spadek jasności układu. Po upływie dwóch dni gwiazda B przechodzina tle gwiazdy A, wywołując kolejne zaćmienie.

W podrozdziale „Gwiazdy podwójne a efekt Dopplera” opisałem, w jaki sposób astronomowieobliczają stosunek mas obu składników układu na podstawie ich prędkości orbitalnych. Na tejsamej podstawie możliwe jest jednak również obliczenie średnic obu gwiazd. Posiłkując sięefektem Dopplera, naukowcy w oparciu o widma gwiazd podwójnych zaćmieniowychobliczają ich prędkości orbitalne, a następnie mierzą czasy trwania zaćmień. Zaćmieniegwiazdy B rozpoczyna się w chwili, gdy przednia krawędź ciała A zaczyna przechodzić na jejtle, a kończy, gdy tylna krawędź obiektu A „schodzi” z jej tarczy. Dysponując danymi wpostaci prędkości orbitalnej oraz długości zaćmienia, astronomowie bez trudności ustalająrozmiary gwiazdy A.

Zastosowanie opisanych metod w praktyce jest naturalnie nieco bardziej skomplikowane,chodzi jednak o to, abyś zrozumiał ogólne zasady mechanizmu obliczania poszczególnychwartości.

Najbardziej znanym układem zaćmieniowym jest beta Persei, znana również jako Algol —Głowa Diabła. W czasie obserwacji zaćmień Algola nie musisz obawiać się jednak żadnychpiekielnych atrakcji: to jasna gwiazda o dogodnym dla obserwatorów na półkuli północnejusytuowaniu, zwłaszcza jesienią. Jej zaćmienia możesz obserwować bez pomocy teleskopu,a nawet bez lornetki. Co 2 dni i 21 godzin na około dwie godziny jasność Algola stopniowomaleje o ponad 1 magnitudo (więcej, niż 2,5 razy). Musisz jednak wiedzieć, kiedy oczekiwaćzaćmienia. Nie będziesz przecież stał przed domem prawie trzy dni — sąsiedzi (i policja)z pewnością zainteresowaliby się Tobą. Szczegółowe informacje na temat zaćmień Algolaznajdziesz w magazynie „Sky & Telescope”. Szukaj akapitu zatytułowanego „Minima Algola”.Znajdziesz tam daty i godziny zaćmień gwiazdy przewidywanych w ciągu kolejnych kilkumiesięcy. Jeśli tego typu wykazu nie ma w bieżącym wydaniu pisma, może to oznaczać,że gwiazda znajduje się zbyt blisko Słońca i obserwacje w danym miesiącu nie są możliwe.

Minimum to moment, w którym gwiazdy zmienne (zarówno fizycznie, jak i optycznie) osiągająnajniższą jasność w bieżącym cyklu. Maksimum to czas, kiedy jasność gwiazdy jest najwyższa.

Zjawisko mikrosoczewkowaniaPrzejście odległej gwiazdy na tle gwiazdy jeszcze odleglejszej jest w kosmosie zjawiskiempowszechnym. Oba ciała, oddalone od siebie często o setki lat świetlnych, zazwyczaj nie mająze sobą żadnego związku. Zdarza się jednak, że grawitacja obiektu znajdującego się bliżejZiemi zakrzywia światło dobiegające z obiektu dalszego — efektem tego jest zauważalnepojaśnienie odleglejszej gwiazdy, trwające nierzadko kilka dni lub nawet tygodni. Zjawisko to,regularnie obserwowane przez astronomów, przewidział w swojej ogólnej teorii względnościAlbert Einstein. Zakrzywienie światła przez obiekt o dużych rozmiarach (np. galaktykę) nosinazwę soczewkowania grawitacyjnego; mikrosoczewkowanie to szczególny jego przypadek i zachodzi,gdy światło zakrzywiane jest przez niewielki obiekt (np. gwiazdę).

Być może zastanowił Cię pewien szczegół: jak to możliwe, że udaje się wykryć moment,w którym dwie całkowicie ze sobą niezwiązane gwiazdy ustawiają się dokładnie na liniiobserwacji z Ziemi? Gratulacje, to rozsądne pytanie. Nie chcąc zdawać się na przypadek,astronomowie posługują się elektronicznymi kamerami teleskopowymi, które są w stanieobserwować jednocześnie setki tysięcy, jeśli nie miliony gwiazd. Tak intensywna obserwacjapozwala im regularnie wykrywać przejścia gwiazd na swoim tle, nawet jeśli wcześniej nieprzewidzieli tego zjawiska.


Sztuka polega na tym, aby skierować teleskop w stronę, gdzie w polu widzenia znajdzie sięjednocześnie duża liczba gwiazd. Pod tym względem „ulubionymi” obiektami naukowców sąWielki Obłok Magellana — nieodległa galaktyka satelitarna naszej Drogi Mlecznej, orazcentrum samej Drogi Mlecznej, w którym obserwuje się olbrzymie zagęszczenie gwiazd3.

Na spotkanie z gwiezdnymi sąsiadamiPoznałeś już przelotnie Proximę Centauri, najbliższą po Słońcu gwiazdę Ziemi (zajrzyj dopodrozdziału „Gwiazdy ciągu głównego — długi wiek dojrzały” we wcześniejszej częścitego rozdziału). Proxima Centauri jest trzecim, najbardziej odległym składnikiem układupotrójnego alfa Centauri (więcej na temat gwiazd wielokrotnych przeczytasz w podrozdziale„Robi się tłoczno: gwiazdy wielokrotne”). Spróbuję jednak zaspokoić ciekawość niektórych:

Alfa Centauri to jasna gwiazda typu widmowego G usytuowana w Centaurze— praktycznie niewidocznym w Polsce gwiazdozbiorze nieba południowego(zobacz rysunek 11.6). Należy do gwiazd ciągu głównego; jej barwa jest zbliżonado barwy Słońca, α Centauri jest jednak jaśniejsza.

Pomarańczowa towarzyszka alfa Centauri to nieco mniejszy i chłodniejszy od niejkarzeł, określany nazwą alfa Centauri B.

Alfa Centauri C, lepiej znana pod nazwą Proxima Centauri, to mały czerwony karzełi jednocześnie gwiazda rozbłyskowa.

Rysunek 11.6.Alfa Centauri— układ po-

trójny znajdują-cy się w prak-

tycznieniewidocznymna naszej sze-

rokości geo-graficznej

gwiazdozbiorzeCentaura

Układ alfa Centauri znajduje się w odległości około 4,4 lat świetlnych od Ziemi. ProximęCentauri, skrajny składnik układu, dzielą od naszej planety 4,2 lata świetlne.

Syriusz, znajdujący się w odległości 8,5 lat świetlnych, jest najjaśniejszą gwiazdą nocnegonieba. Jego „oficjalna” nazwa to alfa Canis Maioris (od gwiazdozbioru Wielkiego Psa, w którymjest widoczny, zobacz rysunek 11.7), choć znacznie częściej można spotkać się z nazwą PsiaGwiazda. Położony na południe od równika niebieskiego Syriusz jest doskonale widoczny

3 Do światowej czołówki badań nad mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym należą astronomowieUniwersytetu Warszawskiego z projektu OGLE. — przyp. tłum.


Rysunek 11.7.Syriusz —przywódca

stadaw Wielkim Psie

z większości zamieszkanych obszarów na Ziemi. To jasna gwiazda o typie widmowym A,należąca do ciągu głównego. Na tyle jasna, że wzbudza ciekawość nawet osób niemającychz astronomią nic wspólnego.

Podobnie jak znaczna część gwiazd, również i Syriusz — Psia Gwiazda — ma swojegotowarzysza: Syriusza B, białego karła. Nic więc dziwnego, że po jego odkryciu w 1862 rokuprzez amerykańskiego wytwórcę teleskopów Alvina Clarka jedną z propozycji nazwy dlaSyriusza B był… Szczeniak.

Według jednej z legend, a także szeregu istniejących do dziś relacji przed kilkoma tysiącami latSyriusz miał barwę czerwoną. Pomimo wytężonych starań naukowcom nie udało się zweryfikowaćprawdziwości tej tezy pod kątem znanych dziś prawideł astrofizyki, naturalnie uznali więcopowieść za wymysł.

Wega, alfa Lyrae, to najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Liry (Lutni). Na umiarkowanychszerokościach geograficznych (w których leży również i Polska) najlepiej widoczna jest w letniewieczory. Wznosząca się wysoko na niebie jest jednym z ulubionych obiektów obserwacjimiłośników astronomii, którzy znają ją jak swoje pięć palców. Znajdująca się w odległości26 lat świetlnych od Ziemi Wega świeci intensywnie jasnym, białym światłem i jest jednąz najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba.

Znajdującą się w odległości 500 lat świetlnych Betelgezę (alfa Orionis) trudno uznać zasąsiadkę. Z różnych powodów cieszy się ona jednak niewątpliwą sympatią: amatorzy lubią jejnazwę, którą wielu wypowiada z angielska jako „Beetle Juice” (sposób zresztą dobry, jak każdyinny), profesjonaliści dla odmiany delektują się jej głęboką czerwienią. Betelgeza to czerwonynadolbrzym, około 50 tysięcy razy jaśniejszy od Słońca. Niech nie zmyli Cię „oficjalna” nazwagwiazdy: Betelgeza, choć oznaczona symbolem alfa, jest dopiero drugą pod względem jasnościgwiazdą w Orionie, po Rigelu — beta Orionis.

I Ty możesz pomócTysiące gwiazd, bądź to zmiennych, bądź wykazujących inne specyficzne właściwości, znajdujesię polu szczególnego zainteresowania naukowców. Ich liczba jest jednak tak olbrzymia, żeprofesjonalni astronomowie nie są po prostu w stanie objąć skuteczną i systematyczną obserwacjąich wszystkich. Oto, gdzie potrzebna jest Twoja pomoc: także i Ty możesz monitorować kilkagwiazd, bądź to okiem nieuzbrojonym, bądź za pomocą lornetki i teleskopu.


Musisz umieć wskazać określone gwiazdy i oszacować ich jasność. Niektóre gwiazdyzmieniają swoją jasność tak znacząco (dwu-, dziesięcio- lub nawet stukrotnie), że szacunkidokonywane okiem nieuzbrojonym w zupełności wystarczą. Powinieneś posłużyć się tu mapąinteresującego Cię obszaru nieba, na której zaznaczysz położenie określonej gwiazdy zmiennejoraz położenie i jasność tzw. gwiazd porównania. Gwiazdy porównania (wybierz dwie) powinnymieć stałą, znaną jasność oraz zbliżoną barwę.

Na stronie internetowej Amerykańskiego Stowarzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych(ang. American Association of Variable Star Observers, AAVSO), dostępnej pod adresem www.aavso.org,znajdziesz mnóstwo przydatnych informacji. Również początkujący „łowcy” gwiazdzmiennych mogą liczyć tam na fachową pomoc. Na stronie stowarzyszenia możesz za 10 dolarównabyć atlas gwiazd zmiennych, dzięki któremu z łatwością zlokalizujesz interesujący Cięobiekt, możesz również poprosić o przesłanie bezpłatnego zestawu płyt CD z ponad 4500mapkami rejonów nieba, w których znajdują się gwiazdy zmienne (zapłacisz jedynie zaprzesyłkę). Informacje o obserwacjach gwiazd zmiennych znajdziesz też na witrynie SekcjiObserwatorów Gwiazd Zmiennych Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii podadresem sogz-ptma.astronomia.pl.

AAVSO sprawuje patronat nad programami badawczymi Nova Search oraz Supernova Search,do których — gdy Twoje umiejętności obserwacyjne nieco okrzepną — możesz dołączyć i Ty.

Nova Search: wszystko, czego będziesz potrzebować jako uczestnik tego programu,to cierpliwość, dokładność i lornetka 7 × 50 lub 10 × 50 (więcej na temat lorneteki teleskopów przeczytasz w rozdziale 3.). Po przystąpieniu do projektu otrzymasz swój„odcinek” — fragment nieba, za którego obserwację będziesz odpowiedzialny. Twoimzadaniem będzie uważne i systematyczne przeczesywanie go za pomocą lornetki takczęsto, jak to możliwe (naturalnie jeśli pozwolą na to warunki atmosferyczne), a następnieporównywanie zaobserwowanego układu gwiazd z układem na Twojej mapie.W przypadku znalezienia „nowej gwiazdy” (oryginalne znaczenie łacińskiego słowanova), nieuwzględnionej jeszcze na mapie, powinieneś niezwłocznie powiadomić o tym„centralę” projektu, najlepiej drogą e-mailową. Być może rzeczywiście udało Ci sięwypatrzyć nową, eksplozję mającą miejsce w określonym typie układu podwójnegogwiazd. W takim przypadku powinieneś odczekać kilka godzin, aby przekonać się, czy„nowa” przemieszcza się na tle innych gwiazd. Jeśli zmienia swoje położenie, Twojeodkrycie nie jest z pewnością gwiazdą. Może to być asteroida lub słabo widoczna kometa.Nieopierzonym amatorom nocnego nieba dość często przytrafiają się tego rodzajukomiczne pomyłki. We wczesnych latach 50. (grubo przed wynalezieniem pocztyelektronicznej) ja i mój kolega Charlie wysłaliśmy telegram do AAVSO, informująco odkryciu nowej podczas obserwacji przy użyciu teleskopu, przeprowadzonej z jednegoz dachów w Brooklynie. Byliśmy pewni swojego odkrycia: obiekt ani nie przemieszczałsię, ani nie widniał na posiadanej przez nas mapie. Mieliśmy jednak kosmicznego pecha:„odkryliśmy” gwiazdę, która zupełnie przypadkowo nie znalazła się na mapie. Dlamojego przyjaciela był to zbyt silny wstrząs: zarzucił astronomię i został prawnikiem.

Supernova Search: to program skierowany do nieco bardziej zaawansowanychmiłośników astronomii — po kilku latach wpatrywania się w gwiazdy nabierzeszwystarczających umiejętności, by do niego dołączyć. Potrzebować będziesz bardziejwyrafinowanego sprzętu: przyzwoitego teleskopu i kamery do wykonywania zdjęć przezteleskop. Zamiast pedantycznego przeczesywania przydzielonego Ci fragmentu niebaw Drodze Mlecznej i wypatrywania nowych, obserwować będziesz jedną po drugiejodległe galaktyki w poszukiwaniu jasnych plam w miejscach, w których w czasiepoprzednich obserwacji ich nie zarejestrowałeś. Te jasne plamy to być może supernowe.Ponieważ są one o wiele jaśniejsze aniżeli nowe, ich wypatrzenie, nawet w odległejgalaktyce, nie powinno nastręczyć Ci większych trudności.

http://www.aavso.org

Rozdział 12

Galaktyki: Droga Mlecznai jej kosmiczne towarzyszki

W tym rozdziale:► Posmakuj Drogi Mlecznej.► Przemierzamy gromady gwiazd.► Mgławice i ich typy.► Klasyfikacja galaktyk pod względem kształtu i wielkości.► Galaktyki bliskie i te dalsze.

asz Układ Słoneczny jest jedynie maleńkim fragmentem galaktyki Drogi Mlecznej,olbrzymiego systemu setek miliardów gwiazd, tysięcy mgławic i setek gromad gwiazd.

Droga Mleczna jest z kolei jednym z największych składników Grupy Lokalnej Galaktyk.W odległości 50 milionów lat świetlnych od Ziemi znajduje się Gromada Galaktyk w Pannie— najbliższa nam duża gromada galaktyk. Zajrzawszy głębiej w czeluść kosmosu, astronomowieodkryli supergromady — gigantyczne struktury złożone z gromad galaktyk. Jak dotąd nie udałosię jeszcze dowieść istnienia supergromad supergromad, wiemy już jednak o strukturachnazywanych przez astronomów Wielkimi Ścianami, będących niewyobrażalnie długimisupergalaktykami. Znaczne połacie kosmosu wydają się być jednak wypełnione gigantycznąkosmiczną pustką, w której unoszą się jedynie nieliczne galaktyki.

W tym rozdziale zaznajomisz się z Drogą Mleczną i jej najważniejszymi składowymi.Zabiorę Cię również dalej w kosmiczne głębiny, gdzie poznasz inne typy galaktyk.

W Drogę! (Mleczną)Posmakuj Drogi Mlecznej1! O wiele większej niż batonik o tej samej nazwie i zapewne niecomniej smacznej (na pocieszenie dodam, że jej centrum wygląda zupełnie jak śmietanka).Droga Mleczna ma postać szerokiego mieniącego się miriadami gwiazd rozmytego pasaświatła, który najlepiej obserwować z dala od miasta w zimowe lub letnie noce.

Do roku 1610, kiedy to Galileusz zbudował swoją lunetę, obecność świetlistego pasa na niebietłumaczono na wiele mniej lub bardziej fantazyjnych sposobów. Starożytni Grecy wierzyli naprzykład, że powstał on z kropel mleka, którym Hera, żona Zeusa, karmiła Heraklesa. Galileusz,zerknąwszy przez swój teleskop, obalił tę ciekawą teorię: Droga Mleczna to nic innego jakniezliczona ilość niewyraźnych gwiazd zlewających się na firmamencie w rozległy, rozmyty

1 W oryg.: „Milky Way” — przyp. red.

N


Ciemna strona Drogi MlecznejDawniejsi astronomowie obserwowali Drogę Mlecznąbez większych przeszkód. Jak wielu z nas jednak niewie o jej istnieniu bądź nie może zachwycać się niąw pełni, gdyż mieszka w dużych miastach lub w ichpobliżu, gdzie niebo jaśnieje od poświaty? Gdzież taciemność nocy, którą w swojej doskonałości zapla-nowała dla nas natura?

Rozwiązanie? Wyjedź z miasta i zapomnij o zanieczysz-czeniu światłem. Na wakacje lub na weekendowy wy-pad wybierz się w góry lub nad morze i przekonaj się,jak wygląda prawdziwa noc. Obserwację Drogi Mlecz-nej zakłóca również światło pełni Księżyca, swoją wy-prawę zaplanuj więc w czasie, gdy Księżyc będzieznajdować się w fazie nowiu. Drogę Mleczną najlepiejpodziwiać latem i zimą; w pozostałą część roku jestona nieco słabiej widoczna.

kształt pasa. Większość pojedynczych gwiazd składających się na Drogę Mleczną jest niewidocznagołym okiem, jednak jako całość świecą. Wynalezienie teleskopu okazało się milowym krokiemw zakresie obserwacji Drogi Mlecznej (jak zresztą w całej astronomii!).

Galaktyki są podstawowymi „cegiełkami”, z których zbudowany jest wszechświat. My sami niemusimy wstydzić się naszej: Droga Mleczna to galaktyka całkiem pokaźna. To właśnie w niejznajdują się niemal wszystkie obiekty, które jesteś w stanie dostrzec gołym okiem: począwszyod Ziemi i planet naszego Układu Słonecznego na znajdujących się w sąsiedztwie Słońca,poddających się obserwacji gwiazdach konstelacji naszego nocnego nieba i jarzącym się pasiegwiazd „właściwej” Drogi Mlecznej skończywszy. Prócz tego znajduje się w niej mnóstwoobiektów, do których obserwacji nie wystarczy już oko nieuzbrojone. W skład naszej galaktykiwchodzą również niemal wszystkie widoczne bez pomocy instrumentów optycznychmgławice, nie wspominając o tych, do których obserwacji potrzebny jest teleskop.

Mam nadzieję, że Ci smakuje? Idźmy więc dalej: prócz rozrzuconych w kosmosie pojedynczychgwiazd w Drodze Mlecznej aż roi się od ich gromad, takich jak Plejady i Hiady (w gwiazdozbiorzeByka), czy widocznych jedynie dla szczęściarzy z Australii, Ameryki Południowej i innychmiejsc na południowej półkuli naszej planety przepięknych gromad NGC 4755 (noszącejangielską nazwę Jewel Box — Szkatułka Klejnotów) w gwiazdozbiorze Krzyża Południalub imponującej Omega Centauri.

Droga Mleczna i jej prapoczątkiDroga Mleczna jest niemal tak stara jak sam wszechświat i z pewnością starsza niż 12 miliardówlat — na tyle bowiem naukowcy szacują wiek najstarszych gwiazd w naszej galaktyce. Miliardylat temu olbrzymia grawitacja doprowadziła do uformowania się skondensowanego obłokugazowo-pyłowego. Niewielkie „grudki” materii pierwotnej w obłoku zapadały się szybciej niżotoczenie, dając początek gwiazdom. Choć prędkość rotacji obłoku była z początku niewielka,rosła ona w miarę, jak gęstniał on, malał i spłaszczał się, osiągając ostatecznie dzisiejsze rozmiaryi postać spiralnego dysku. I zanim ktokolwiek się spostrzegł, powstała Droga Mleczna (naturalniew przenośni — w tamtym czasie o jakimkolwiek życiu oczywiście nie mogło być mowy).Naturalnie w rzeczywistości proces formowania się Drogi Mlecznej był o wiele bardziejskomplikowany. Nasza Galaktyka (pisana z wielkiej litery) jest bowiem kosmicznymłasuchem — na przestrzeni minionych epok wchłaniała mniejsze sąsiednie galaktyki, dołączającznajdujące się w nich gwiazdy do swojego „stanu posiadania”. I choć być może nie zdajeszsobie z tego sprawy, czyni tak po dziś dzień!

Rozdział 12: Galaktyki: Droga Mleczna i jej kosmiczne towarzyszki 205

To moja ulubiona teoria narodzin Drogi Mlecznej, aczkolwiek tylko jedna z wielu istniejących.Jeśli sam masz lepszą, zostań astronomem i napisz książkę, w której ją wyłożysz. W przypadkunauki nowe teorie i świeże koncepcje napędzają świat, a kto wie — może również i galaktykę?

Jaki kształt ma Droga Mleczna?Rozmiar i kształt Galaktyki został zdeterminowany przez najpotężniejszą siłę we wszechświecie:grawitację. Droga Mleczna to galaktyka spiralna — mająca kształt pizzy formacja złożonaz miliardów gwiazd (tzw. dysk galaktyczny mierzący około 100 tysięcy lat świetlnych średnicy),z charakterystycznymi spiralnymi ramionami (zobacz rysunek 12.1). W ramionach,przypominających strumienie wody wystrzeliwane przez obracający się zraszacz, kłębią sięchmury gazowe, wśród których lśnią młode, gorące, białe i niebieskie gwiazdy. Ich skupiska,nazywane asocjacjami, są porozsiewane wśród spiralnych ramion dysku galaktycznego niczymplasterki pepperoni na pizzy. Ramiona roją się od jasnych i ciemnych mgławic, tu i ówdziewidoczne są obłoki molekularne — skupiska w większości chłodnej i ciemnej materii gazowej.Jednym z nich jest Monoceros R2 (jego położenie zostało zaznaczone na rysunku 12.1).Poszczególne ramiona oddzielają od siebie obszary międzyramienne. Sam zatem widzisz, żenie wszystkie terminy astronomiczne są tak chwytliwe i pobudzające wyobraźnię jak BarnacleBill (cypel pąkli) — marsjańska skała, która dowcipnym naukowcom przywiodła na myślpokryty właśnie pąklami głaz, czy Red Rectangle (czerwony prostokąt) — nazwa jednej z mgławicprzypominającej kształtem klepsydrę.

Rysunek 12.1.Droga Mleczna

— galaktykaspiralna z ra-

mionami oka-lającymi galak-tyczne centrum

W środkowej części Drogi Mlecznej znajduje się miejsce określane nazwą… zgadłeś: centrum.Charakterystyczne dla centrum jest mające kształt soczewki zgrubienie centralne, wpędzającew kompleksy najtęższych zawodników sumo. Zgrubienie to niemal sferyczna strukturazłożona z milionów, w większości czerwonych i pomarańczowych gwiazd, tkwiąca niczymgigantyczna kula pośrodku galaktyki i sięgająca daleko powyżej i poniżej jej płaszczyzny. Pośrodkuzgrubienia w naszej galaktyce znajduje się Sagittarius A*, supermasywna czarna dziura. Narysunku 12.1 zaprezentowałem model Drogi Mlecznej w całej jej okazałości. Dla zachowaniaczytelności rysunku zgrubienie zostało pominięte.


Płaska, wyimaginowana powierzchnia pośrodku dysku galaktycznego nosi nazwę płaszczyznygalaktyki; okalający ją okrąg zaś, opasujący płaszczyznę galaktyki w miejscu jej przecięcia z niebem,to równik galaktyczny.

Bywa, że astronomowie opisują położenie określonego obiektu na sferze niebieskiej nie zapomocą współrzędnych astronomicznych wyrażanych wartościami rektascensji i deklinacji(szerzej na ten temat w rozdziale 1.), lecz współrzędnych galaktycznych. Współrzędnegalaktyczne odnoszą się do szerokości galaktycznej, mierzonej w stopniach północnychi południowych względem płaszczyzny Drogi Mlecznej, oraz długości galaktycznej, wyrażanejw stopniach i odkładanej wokół równika Galaktyki.

Za początek rachuby długości galaktycznej — punkt o długości 0 stopni — uznano centrumGalaktyki (w rzeczywistości punkt ten jest nieco przesunięty i odzwierciedla stan na rok 1959,w którym był uważany za centrum galaktyczne). Długość liczy się z kierunku wschodniegona zachód, począwszy od gwiazdozbioru Strzelca, i wzdłuż równika galaktycznego, przecinającegonastępnie konstelacje Orła, Łabędzia, Kasjopei i dalej: Woźnicy, Wielkiego Psa, Kilai — zatoczywszy pełny krąg — Centaura. Gdy zerkniesz za pomocą lornetki na wymienionegwiazdozbiory, zobaczysz o wiele większą koncentrację gwiazd, mgławic i gromad aniżeliw innych obszarach sfery niebieskiej. Konstelacje, które przecina płaszczyzna galaktyki,należą do najciekawszych pod względem obserwacyjnym miejsc na niebie.

Na stronie internetowej projektu Multiwavelength Milky Way pod adresem http://mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw_sci.html#maps znajdziesz panoramiczne mapy Drogi Mlecznej w płaszczyźnie jej

równika galaktycznego, wykonane w różnych długościach światła, m.in. w świetle widzialnym(przez teleskopy naziemne), w falach radiowych oraz w promieniach rentgenowskichi promieniach gamma.

Droga Mleczna — gdzie jej szukać?Szkopuł tkwi w tym, że Droga Mleczna nie jest obiektem zlokalizowanym gdzieś w kosmosie,w którego kierunku wystarczy skierować teleskop. Nasza planeta, a wraz z nią i my, leżymywewnątrz niej. Centrum Galaktyki znajduje się w odległości około 25 tysięcy lat świetlnychod Ziemi. Najnowsze pomiary, wykonane przez sieć radioteleskopów Very Long Baseline Array,dowodzą, że nasz Układ Słoneczny wykonuje pełen obrót wokół centrum Galaktyki w czasie226 milionów lat. Ustalenia pozwoliły wyeliminować rozbieżność w kwestii długości tego okresu— tzw. roku galaktycznego. Naukowcy nie mieli pewności, czy wynosi ona 200 czy 250 milionów lat.Teraz sprawa jest jasna.

Zaglądamy poza Drogę MlecznąTrzy obiekty, znajdujące się już poza Galaktyką, lecz łatwedo obserwacji okiem nieuzbrojonym, to Mały i WielkiObłok Magellana (dwie nieodległe galaktyki satelitarneDrogi Mlecznej, widoczne z półkuli południowej) orazGalaktyka Andromedy. Niektórzy, obdarzeni sokolimwzrokiem (a także ci, którzy chcą zaimponować swoimznajomym), twierdzą, że są w stanie dostrzec równieżGalaktykę w Trójkącie. Galaktyki Andromedy i w Trój-kącie dzieli od Ziemi dystans około 2 milionów latświetlnych, Galaktyka Andromedy jest jednak większai jaśniejsza.

Wielki Obłok Magellana uznałem za pojedynczy obiekt,w rzeczywistości zawiera on jednak dużą, jasną mgławicę

— Tarantulę — którą możesz zaobserwować gołymokiem. Przez kilka miesięcy 1997 roku w Wielkim Ob-łoku Magellana można było podziwiać jasną super-nową, oznaczoną symbolem 1987A. Od czasu eksplozjisupernowej Keplera w 1604 roku była to pierwszasupernowa widoczna gołym okiem, choć w odróżnie-niu od niej nie znajdowała się w naszej Galaktyce. Było towydarzenie tak rzadkie i spektakularne, że aby je obej-rzeć, wybrałem się specjalnie do Chile. Przeżycie byłojednak warte zarówno długiego lotu, jak i sporych wy-datków (poniesionych na szczęście nie przeze mnie,lecz przez wydawcę magazynu, oczekującego zapie-rającej dech w piersiach relacji).

http://mwmw.gsfc.nasa


Ze względu na usytuowanie Ziemi w Galaktyce od peryferii dysku galaktycznego dzieli jąniemal taki sam dystans, jak od znajdującego się w przeciwnym kierunku, leżącego w konstelacjiStrzelca centrum Drogi Mlecznej. Dysk galaktyczny Drogi Mlecznej to nic innego jakwidoczna na niebie jarząca się, migotliwa wstęga.

Wielki Obłok Magellana znajduje się w odległości około 169 tysięcy lat świetlnych od naszejGalaktyki. Od Galaktyki Andromedy dzieli nas w przybliżeniu 2,6 miliona lat świetlnych,natomiast od najbliższej dużej gromady galaktyk — Gromady w Pannie — około 50 milionówlat świetlnych. Droga Mleczna leży w samym centrum niewielkiej (jak na kosmiczne wielkości)Grupy Lokalnej Galaktyk.

Gromady gwiazd: galaktyczni przyjacieleGromady gwiazd to skupiska gwiazd, znajdujące się zarówno wewnątrz galaktyk, jak i na jejobrzeżach. Gwiazdy nie spotkały się w gromadach przypadkowo: to obiekty, które powstałyz tego samego obłoku materii międzygwiazdowej i w większości przypadków są ze sobąpowiązane grawitacyjnie. Trzy główne typy gromad gwiazd to gromady otwarte, gromady kulisteoraz asocjacje typu OB.

Wspaniałe zdjęcia gromad gwiazd znajdziesz na stronie internetowej Anglo-AustralianObservatory pod adresem www.aao.gov.au; wybór najpiękniejszych fotografii wykonanychprzez obserwatorium możesz podziwiać także na kartach albumu The Invisible Universeautorstwa Davida Malina (Bulfinch Press, 1999). W sprzedaży dostępne są również jejwydania po francusku, niemiecku, włosku i japońsku — jak widzisz, astronomia maentuzjastów na całym świecie. Zdjęcia dwóch gromad gwiazd różnego typu znajdzieszw fotograficznej wkładce tej książki.

Na luzie, czyli gromady otwarteGromady otwarte to pozbawione określonego kształtu skupiska nawet do kilku tysięcy luźnozwiązanych ze sobą gwiazd, występujące w spiralnych ramionach Drogi Mlecznej. Typowagromada otwarta rozciąga się na dystansie 30 lat świetlnych. W odróżnieniu od gromadkulistych (patrz następny podrozdział) nie cechuje ich silna koncentracja w pobliżu centrumgrupy, od swoich sferycznych koleżanek są również znacznie młodsze. Gromady otwartewspaniale obserwuje się za pomocą niewielkiego teleskopu lub lornetki, część z nich możeszrównież dostrzec okiem nieuzbrojonym. Ich położenie znajdziesz niemal w każdym atlasienieba, włącznie z doskonałym Norton’s Star Atlas Iana Ridpatha (wyd. 20, PI Press, 2003).

Najbardziej znane i najłatwiejsze do obserwacji gromady otwarte nieba północnego to:

Plejady w północno-zachodnim narożniku gwiazdozbioru Byka.Plejady, nazywane również Siedmioma Siostrami, obserwowane okiem nieuzbrojonymprzypominają mały czerpak2. Porównując liczbę zaobserwowanych gwiazd, możeciewraz ze znajomymi sprawdzić, które z was ma lepszy wzrok. Plejady noszą oznaczeniekatalogowe M45, a co za tym idzie, są 45. obiektem ujętym w Katalogu Messiera (więcejinformacji na temat Katalogu znajdziesz w rozdziale 1.). Spójrz na nie przez lornetkę

2 Przypominają też nieco miniaturowy wóz i przez niektórych bywają błędnie uznawane za Mały Wóz— przyp. tłum.

http://www.aao.gov.au


i sprawdź, ile gwiazd jesteś w stanie dostrzec. Najjaśniejszą gwiazdą gromady jest etaTauri (3m), nazywana również Alkione (zajrzyj do rozdziału 1., jeśli chcesz przeczytaćwięcej na temat jasności gwiazd).

Hiady w gwiazdozbiorze Byka.W skład gromady otwartej Hiady (Dżdżownice) wchodzi większość gwiazd tworzącychcharakterystyczną literę „V” nad głową gwiezdnego Byka. Nie sposób przeoczyć tejgromady, gdyż na jej tle połyskuje Aldebaran (alfa Tauri) — gwiazda pierwszej wielkościi jedna z jaśniejszych gwiazd nieba (zobacz rysunek 12.2). W rzeczywistości Aldebaranznajduje się w połowie drogi pomiędzy Słońcem a Hiadami, jednak obserwowanyz powierzchni naszej planety wydaje się być jedną z gwiazd wchodzących w skład gromady.Gromada Hiad znacznie przewyższa wielkością Plejady. Nic dziwnego: Hiady dzieli odZiemi odległość zaledwie 150 lat świetlnych, podczas gdy światło z Plejad biegnie do nasokoło 400 lat.

Podwójna gromada Perseusza w gwiazdozbiorze Perseusza.Podwójna gromada Perseusza wspaniale prezentuje się obserwowana przez lornetkę,a jeszcze piękniej przez choćby niewielki teleskop. W jej skład wchodzą dwie gromadyotwarte: NGC 869 oraz NGC 884, obie w odległości około 7 tysięcy lat świetlnych odZiemi. Oznaczeniem NGC (New General Catalogue) zostały opatrzone obiekty ujętew sporządzonym przez duńskiego astronoma Johana Ludviga Dreyera w 1888 rokukatalogu astronomicznym.

Gromada Żłobek w gwiazdozbiorze Raka.Gromada Żłobek (Messier 44) jest główną atrakcją konstelacji Raka, złożonej z małowyraźnych gwiazd. Oglądana bez pomocy przyrządów optycznych jest rozmytą plamką,jednak obserwacja już za pomocą lornetki pozwala dostrzec znaczne nagromadzeniegwiazd. Gromada otwarta Żłobek znajduje się w odległości około 500 lat świetlnychod Ziemi.

Rysunek 12.2.Czerwony

olbrzymAldebaran(alfa Tauri)

w gwiazdozbio-rze Byka

Również miłośnicy nocnego nieba z półkuli południowej nie powinni mieć powodów do narzekań:

Gromada otwarta NGC 6231 w gwiazdozbiorze Skorpiona.NGC 6231 to obiekt nieba południowego, jednak w czasie letnich nocy widocznyrównież z terenu Polski. Znajdź ciemne miejsce z niezasłoniętą południową stronąnieba. Obserwujący gromadę, amerykański astronom Robert Burnham junior opisał jąjako „garść diamentów rozrzucona na czarnym aksamicie”.


Gromada otwarta NGC 4755 w gwiazdozbiorze Krzyża Południa.W gromadzie otwartej NGC 4755 znajduje się jasna gwiazda kappa Crucis. KonstelacjaKrzyża, nazywana powszechnie Krzyżem Południa, jest niezmiennie ulubionym przezobserwatorów obiektem nieba południowego. Jeśli zamierzasz wybrać się na morskąwyprawę po morzach południowych, upewnij się, czy na pokładzie będzie znajdowałprelegent ze znajomością astronomii (zdaje się, że mam kilka wolnych tygodni), którywskaże Wam położenie Krzyża na sferze niebieskiej. Już przez lornetkę możesz napawaćsię pięknym widokiem gromady NGC 4755, określanej romantycznym mianem SzkatułkiKlejnotów (ang. The Jewel Box).

Jak sardynki w puszce: gromady kulisteGromady kuliste to swego rodzaju domy spokojnej starości Drogi Mlecznej. Zwykle są onerównolatkami naszej Galaktyki (niektórzy naukowcy wysuwają hipotezę, że były to pierwszeobiekty, jakie uformowały się w Drodze Mlecznej), zawierają więc wiekowe gwiazdy, w tymznaczną liczbę czerwonych olbrzymów i białych karłów (zajrzyj do rozdziału 11.). Gwiazdygromad kulistych, które widzisz w obiektywie swojego teleskopu, to w większości czerwoneolbrzymy. Za pomocą nieco silniejszych przyrządów optycznych można dostrzec pomarańczowei czerwone karły ciągu głównego. Jedynie za pomocą teleskopu Hubble’a oraz kilku innychpotężnych teleskopów możliwe jest wyodrębnienie z gromady kulistej więcej niż zaledwiekilku białych karłów.

Typowa gromada kulista zawiera od stu tysięcy do miliona lub więcej gwiazd, „sprasowanych”w kształt kuli (stąd nazwa) o średnicy od 60 do 100 lat świetlnych. Charakterystyczną właściwościątego typu struktur jest rosnąca koncentracja gwiazd w miarę zbliżania się do centrum gromady(zobacz rysunek 12.3). Duży stopień zagęszczenia gwiazd oraz ogromna ich liczba odróżniajągromady kuliste od otwartych.

Rysunek 12.3.Gromada

kulista G1(Mayall II)

w GalaktyceAndromedy


Kolejną zasadniczą różnicą pomiędzy oboma typami gromad jest ich położenie w galaktyce:gromady otwarte znajdują się na w dysku galaktycznym — obszarze o dużej zawartości gazówmiędzygwiazdowych. Tymczasem gromady kuliste rozłożone są sferycznie wokół centrumDrogi Mlecznej. Najwięcej gromad kulistych spotyka się w kierunku ku środkowi Galaktyki,część z nich jest rozsiana w pewnym oddaleniu od płaszczyzny galaktyki, zarówno powyżejniej, jak i poniżej, i łatwo poddaje się obserwacji.


Najciekawsze pod względem obserwacyjnym gromady kuliste nieba północnego to:

Gromada w Herkulesie (Messier 13);

Messier 15 w gwiazdozbiorze Pegaza.

Zarówno M13, jak i M15 możesz przy sprzyjających warunkach pogodowych wypatrzyćokiem nieuzbrojonym, warto jednak wziąć ze sobą lornetkę lub nieduży teleskop, dziękiktórym zobaczysz obie gromady w postaci mglistych plamek, nieco większych niż gwiazdy.Do zlokalizowania obu obiektów możesz posłużyć się mapą lub atlasem nieba (np. Norton’sStar Atlas Iana Ridpatha; wyd. 20, PI Press, 2003).

Obserwatorzy nieba rezydujący na półkuli północnej mogą poczuć się zawiedzeni: ich koledzyz antypodów mają bowiem „wyłączność” na dwie zdecydowanie największe i najefektowniejszegromady kuliste:

Omega Centauri w gwiazdozbiorze Centaura;

47 Tucanae w konstelacji Tukana.

Już zwykła lornetka pozwoli Ci zachwycić się spektakularnymi widokami. Możesz mi wierzyć:jeśli jesteś zapalonym astronomem, powinieneś wybrać się do Ameryki Południowej, Australii,południowej Afryki lub innego miejsca, skąd będziesz mógł je podziwiać.

Zaręczam Ci, że się nie zawiedziesz.

Było miło: asocjacje typu OBAsocjacje gwiazdowe OB to luźne zgrupowania gwiazd o typie widmowym O i B (najgorętszespośród gwiazd ciągu głównego), a w niektórych przypadkach również chłodniejszych, mniejwyraźnych gwiazd (więcej informacji nas temat typów spektralnych znajdziesz w rozdziale11.). W odróżnieniu od gromad otwartych i kulistych w przypadku asocjacji typu OBoddziaływanie grawitacyjne nie jest na tyle silne, by nierozerwalnie związać gwiazdy ze sobą,toteż wraz z upływem lat oddalają się one od siebie, a pewnego dnia asocjacja rozpadnie siędefinitywnie niczym wypalony związek dwojga partnerów. Struktury tego typu występująnajczęściej w ramionach spiralnych galaktyk.

Znaczna część młodych, jasnych gwiazd widocznych w gwiazdozbiorze Oriona przypada natamtejszą asocjację OB (więcej na temat Oriona przeczytasz w rozdziale 3.).

Mgławice dają się lubićMgławica to unoszący się w przestrzeni międzygwiazdowej obłok gazu i pyłu („pył” to w tymprzypadku mikroskopijne ziarna krzemianów, węgla, lodu i rozmaitych kombinacji tychsubstancji; „gaz” to zasadniczo wodór, pojawia się jednak również i hel, tlen, azot oraz kilkainnych). Jak już wspomniałem w rozdziale 11., niektóre mgławice odgrywają niebagatelną rolęw procesie formowania się gwiazd, inne z kolei powstają z materii wyrzucanej przez gwiazdyna ich kosmicznym „łożu śmierci”. Pomiędzy kołyską a grobem pojawia się cały wachlarzróżnego typu mgławic (dwa zdjęcia mgławic znajdziesz w fotograficznej wkładce tej książki).


Oto kilka z najpowszechniej występujących typów mgławic:

Obszary H II to mgławice zjonizowanego wodoru — wodoru, który utracił swójjedyny elektron (w atomie wodoru znajduje się z jeden proton i jeden elektron). Za sprawąpromieniowania ultrafioletowego emitowanego przez pobliskie gwiazdy o typie widmowymO lub B gaz unoszący się w obszarach H II jest gorący, zjonizowany i świeci. Jasne mgławice,które jesteś w stanie dostrzec za pomocą lornetki, to bez wyjątku obszary H II (samooznaczenie H II odnosi się do zjonizowanej postaci wodoru występującego w tego typumgławicach).

Mgławica ciemna to galaktyczny kłąb kurzu, złożony z nieprzepuszczających światłachmur gazu i pyłu o niskiej temperaturze. Znajdujący się w nich wodór jest neutralny,co oznacza, że jego atomy zachowują swoje elektrony. Mgławice zawierające wodórw postaci neutralnej określane są wymiennie „mgławicami ciemnymi” lub obszarami H I.

Mgławica refleksyjna to typ mgławicy zbudowany z pyłu i chłodnego neutralnegowodoru. Świeci odbitym światłem znajdującej się w pobliżu gwiazdy lub gwiazd.To właśnie sąsiedztwo gwiazd odróżnia ten typ mgławicy od mgławicy ciemnej.Zdarza się, że nowa mgławica refleksyjna rozbłyska niespodziewanie i czeka tylko naodkrywcę. Jednym z takich szczęściarzy był astronom amator Jay McNeil, który 23 stycznia2004 roku za pomocą trzycalowego domowego teleskopu odkrył w gwiazdozbiorzeOriona nową mgławicę refleksyjną. Jako wyraz uznania dla odkrywcy astronomowienazwali ją jego nazwiskiem. Zanim jednak popędzisz na balkon, zmartwię Cię:odkrycia tego typu zdarzają się niezwykle rzadko.

Zimny i ciemny wielki obłok molekularny to największy z istniejących obiektóww Drodze Mlecznej. Gdyby nie pomiary dokonywane przy użyciu radioteleskopów,zdolnych wykryć nawet słabe fale radiowe emitowane przez cząsteczki (np. tlenkuwęgla), naukowcy mogliby z łatwością go przeoczyć. Podobnie jak inne typy mgławicwielkie obłoki molekularne złożone są w przeważającej mierze z wodoru, naukowcówjednak szczególnie interesuje obecność w nich gazów śladowych, takich jak wspomnianyprzed chwilą tlenek węgla. Wodór, z którego zbudowany jest obłok, ma strukturęmolekularną (cząsteczkową) i oznaczany jest symbolem H2, co oznacza, że każdacząsteczka zbudowana jest z dwóch atomów neutralnego wodoru.Jedno z najbardziej ekscytujących, dokonanych w ciągu ostatnich kilkudziesięciu latodkryć na polu mgławic pozwoliło ustalić, że jasne obszary H II, takie jak Mgławicaw Orionie, są jedynie gorącymi punktami na peryferiach gigantycznych obłokówmolekularnych. Przez wieki astronomowie obserwowali Mgławicę, przez myśl jednakim nie przeszło, że jest ona niczym innym jak jasnym „pryszczem” na monstrualnychrozmiarów niewidocznym obiekcie: Obłoku Molekularnym w Orionie, znanym takżepod nazwą Kompleksu Oriona. Dziś jednak zdajemy sobie już z tego sprawę. Obłokimolekularne to ogromna kosmiczna „porodówka”, w której formują się nowe gwiazdy.Gdy te osiągną już wystarczającą temperaturę, jonizują swoje bezpośrednie otoczenie,przekształcając je w obszary H II. Ta część obłoku molekularnego, w której warstwapyłu jest wystarczająco gruba, aby pochłonąć światło znajdujących się za nią gwiazd,nosi nazwę mgławicy ciemnej.

Obszary H II, mgławice ciemne, wielkie obłoki molekularne i znaczna część mgławic refleksyjnychznajdują się w obrębie dysku galaktycznego Drogi Mlecznej lub w jego pobliżu.

O dwóch innych interesujących typach mgławic: mgławicach planetarnych oraz pozostałościachpo supernowej opowiem krótko w kolejnych podrozdziałach (przeczytasz o nich takżew rozdziale 11.).


Rozpoznajemy mgławice planetarneMgławice planetarne to obłoki gazu i pyłu powstałe wokół starych gwiazd, które zaczęłyprzeobrażać się w postać przypominającą Słońce, a następnie wypaliły swoje zewnętrznewarstwy (umownie: atmosferę), podobnie jak uczyni to nasza gwiazda za kilka miliardów lat(zajrzyj do rozdziału 10.). Mgławice tego typu są zjonizowane i świecą za sprawą promieniowaniaultrafioletowego emitowanego przez gorące, niewielkie gwiazdy w ich centrach — jedyne,co pozostało z niegdysiejszych słońc. Pęczniejąc i zwiększając swoje rozmiary, mgławicestopniowo zanikają. W odróżnieniu od obszarów H II spotyka się je również w dużychodległościach od płaszczyzny galaktyki (zdjęcie jednej z mgławic planetarnych znajdzieszw fotograficznej wkładce tej książki).

Przez dziesięciolecia astronomowie żyli w przekonaniu, że większość mgławic planetarnychma kształt sferyczny. Dziś wiemy już, że przeważająca ich część ma strukturę bipolarną, co oznacza,że składają się z dwóch okrągłych płatów materii wyrzucanych w przestrzeń z przeciwległychkrańców centralnej gwiazdy mgławicy. Bipolarne są również i te mgławice, które na pierwszyrzut oka przypominają kulę, takie jak Mgławica Pierścień w gwiazdozbiorze Lutni (zobaczrysunek 12.4): oś łącząca oba płaty znajduje się dokładnie na linii obserwacji z Ziemii — podobnie jak hantle obserwowane od strony któregoś z końców — wydają się one okrągłe.Ustalenie tego faktu zajęło astronomom długie lata.

Rysunek 12.4.MgławicaPierścień

w konstelacjiLutni. Pozornie

sferyczna,również i onajest bipolarna


Ciekawa rzecz: badane intensywnie przez astrofizyków mgławice protoplanetarne wydają się byćjednocześnie spokrewnione i… niespokrewnione z mgławicami planetarnymi. Jednym z typówmgławicy protoplanetarnej jest wczesna faza mgławicy planetarnej — faza obserwowanaw czasie śmierci gwiazdy (tylko nie pomyl jej z Gwiazdą Śmierci w Gwiezdnych Wojnach).Diametralnie innym jej rodzajem jest obłok, z którego ukształtowała się centralna gwiazdanaszego systemu planetarnego (Słońce) oraz krążące wokół niej planety. Jak widzisz,


astronomowie posługują się tym samym terminem dla określenia dwóch kompletnie od siebieróżnych obiektów. Nikt nie jest doskonały. Obawiam się, że potrzebny nam będzie kolejnyEdwin P. Hubble, który siłą narzuci nam sensowną nomenklaturę.

Wspomnienie po supernowejObiekt znany jako pozostałość po supernowej powstaje w wyniku silnej eksplozji gwiazdyi następującego po wybuchu wyrzucenia w przestrzeń międzygwiazdową ogromnych ilościmaterii. W swojej początkowej fazie pozostałość po supernowej składa się niemal wyłączniez rozproszonego gazu pochodzącego z zewnętrznych warstw gwiazdy, które eksplodowały.Jednak w miarę, jak gaz rozszerza się i rozchodzi w przestrzeni, zaczyna zachowywać się jakkula śniegowa staczająca się z zaśnieżonego zbocza: pcha przed sobą i akumuluje rozrzedzonygaz międzygwiazdowy unoszący się w przestrzeni. Po upływie kilkudziesięciu tysięcy lat,gdy pierwotny gaz już się „zestarzeje”, pozostałość po supernowej składa się niemal wyłączniez materii zagarniętej w czasie jego wędrówki przez przestrzeń; składowe oryginalnejsupernowej istnieją jedynie w ilościach śladowych. Zjawisko pozostałości po supernowejobserwować można w płaszczyźnie galaktyki lub jej sąsiedztwie.

Najpiękniejsze mgławice — gdzie ich szukać?Mgławice należą do najpiękniejszych obiektów, jakie można obserwować już przez niewielkiteleskop. Zanim przystąpisz do obserwacji, powinieneś jednak zaopatrzyć się w dobrą mapęnieba (znajdziesz ją m.in. w znakomitym Norton’s Atlas). Na początek wybierz obiekt łatwopoddający się obserwacji (np. Mgławica w Orionie), który obejrzysz okiem nieuzbrojonymi za pomocą lornetki, zanim skierujesz na niego teleskop. W przypadku obszarów H IInajlepiej sprawdzają się teleskopy o dużej światłosile (mała liczba w oznaczeniu f/liczba), takiejak refraktor ShortTube 80mm produkowany przez Orion Telescopes and Binoculars (więcejinformacji na temat tego modelu znajdziesz w rozdziale 4., gdzie pisałem o zastosowaniuteleskopów do poszukiwań komet). Jeśli zaś chodzi o mgławice o mniejszych rozmiarach,np. Mgławica Pierścień (opowiem o nich za chwilę), początkującym astronomom z czystymsumieniem polecam opisany w rozdziale 3. teleskop Meade ETX-90PE. Przyrząd wyposażonyjest w automatyczny system kontroli, który precyzyjnie naprowadzi urządzenie na niewielkii niewidoczny okiem nieuzbrojonym obiekt.

Korygujemy galaktyczne wpadkiByć może trudno w to uwierzyć, ale aż do lat 50. XX w.astronomowie używali terminu „mgławica” na określeniegalaktyki. To kosmiczne nieporozumienie wzięło się stąd,iż jeszcze w latach 20. ubiegłego stulecia inne obser-wowane galaktyki brane były za mgławice w DrodzeMlecznej. Innymi słowy, naukowcy byli przekonani, że wewszechświecie istnieje tylko jedna galaktyka: nasza.

Musiało minąć kilkadziesiąt lat, zanim zmiana myśle-nia odcisnęła się w języku astronomii: dopiero nie takdawno autorzy książek przestali nazywać GalaktykęAndromedy Wielką Mgławicą w Andromedzie.

Edwin P. Hubble, którego imieniem został nazwanyKosmiczny Teleskop Hubble’a, jest autorem znanejksiążki The Realm of the Nebulae (Królestwo mgławic).Pisał w niej jednak nie o mgławicach w dzisiejszymrozumieniu tego słowa, ale właśnie o galaktykach. Jed-nym z osiągnięć Hubble’a było udowodnienie, że „WielkaMgławica w Andromedzie” jest w rzeczywistości po-łożoną poza Drogą Mleczną galaktyką pełną gwiazd, a niegigantycznym obłokiem gazu. Dobrze zapowiadającysię bokser, żołnierz na frontach I wojny światowej i na-miętny palacz fajki nie cieszył się sympatią kolegówz obserwatorium Mount Wilson. Jego odkrycia po-zostają jednak bezsporne.


Oto lista kilku największych, najjaśniejszych i — moim zdaniem — najpiękniejszych mgławicwidocznych z północnych szerokości geograficznych (znajdują się tu również obiekty niebapołudniowego, jednak na tyle nieodległe, że możliwa jest ich obserwacja z półkuli północnej).

Wielka Mgławica w Orionie (Messier 42; zajrzyj do rozdziału 1.).Sklasyfikowaną jako obszar H II Wielką Mgławicę w Orionie dostrzeżesz bez problemuokiem nieuzbrojonym jako niewyraźną, rozmytą plamkę pośrodku miecza Oriona.Prawdziwe jej piękno uwidocznia się już przez niewielki teleskop. Za jego pomocązlokalizujesz również Trapez — jaśniejącą w mgławicy gwiazdę poczwórną (zajrzyjdo rozdziału 11.).

Mgławica Pierścień (Messier 57) w gwiazdozbiorze Lutni.Mgławica planetarna, dobrze widoczna w umiarkowanych szerokościach geograficznychna półkuli północnej, zwłaszcza latem. Podobnie jak w przypadku innych mgławicplanetarnych będziesz musiał posłużyć się mapą nieba, aby ustalić jej położenie(o ile nie dysponujesz sprzętem w rodzaju Meade ETX-90PE z komputerowymsystemem naprowadzania [zajrzyj do rozdziału 3.]).

Mgławica Hantle (Messier 27) w gwiazdozbiorze Liska.Mgławica Hantle to obok Mgławicy Pierścień jeden z najłatwiejszych do wypatrzeniajuż przez niewielki teleskop obiektów tego typu. Mgławicę Hantle najlepiej obserwowaćlatem i jesienią.

Mgławica Krab (Messier 1) w gwiazdozbiorze Byka.Mgławica Krab to pozostałość po supernowej, której eksplozję oglądano na Ziemiw 1054 roku. Przyglądając się jej przez niewielki teleskop, dostrzeżesz jedynieniewyraźną plamkę, jednak obserwacja za pomocą silniejszego instrumentu ujawniaobecność dwóch gwiazd w pobliżu jej centrum. Jedna z nich leży jedynie na liniiobserwacji i nie jest w żaden sposób związana z mgławicą. Druga, będąca pulsarem(więcej na ten temat w rozdziale 11.), stanowi pozostałość po wybuchu supernowej.Obiekt obraca się z prędkością 30 razy na sekundę, co oznacza, że jedna z dwóchemitowanych przez pulsar wiązek promieniowania omiata Ziemię co 1/60 sekundy.

Mgławica Ameryka Północna (NGC 7000) w gwiazdozbiorze Łabędzia.Mgławica Ameryka Północna (nazwa pochodzi od jej kształtu) to rozległy, leczniewyraźny obszar H II, który w sprzyjających warunkach obserwacyjnych (ciemnaokolica, Księżyc w nowiu) możesz w letnią noc dostrzec okiem nieuzbrojonym jakoniewyraźną plamkę. Aby ją wypatrzyć, posłuż się opisaną wcześniej techniką „zerkania”— spoglądaj na obiekt nie na wprost, lecz kątem oka.

Północny Worek Węgla w gwiazdozbiorze Łabędzia.Ciemna mgławica Północny Worek Węgla znajduje się w sąsiedztwie Deneb (alfa Cygni),najjaśniejszej gwiazdy konstelacji Łabędzia. Obserwowana gołym okiem ma postaćciemnego „kleksa” na jaśniejszym tle Drogi Mlecznej.

Nie powinniśmy zapominać również o mgławicach znajdujących się w umiarkowanychdeklinacjach południowych, widocznych z wielu miejsc na półkuli północnej:

Mgławica Laguna (Messier 8) w gwiazdozbiorze Strzelca.

Mgławica Trójlistna Koniczyna (Messier 20), również w gwiazdozbiorze Strzelca.Mgławice: Laguna i Trójlistna Koniczyna to jasne obszary H II, które obserwowaneprzez lornetkę znajdują się we wspólnym polu widzenia. Najodpowiedniejszy czas


na ich obserwację to letnie wieczory. Na kolorowych fotografiach Trójlistnej Koniczynywyraźnie daje się wyodrębnić jasny, czerwony obszar oraz drugi, nieco mniejszy i mniejwyraźny, o barwie niebieskiej. Pierwszy z nich to znany Ci już obszar H II, drugi zaś tomgławica refleksyjna.

Zła wiadomość: tych mgławic dalekiego nieba południowego nie obejrzysz ze swojego domuw Polsce:

Mgławica Tarantula (NGC 2070) w gwiazdozbiorze Złotej Ryby.Pokaźnych rozmiarów obszar H II znajdujący się w Wielkim Obłoku Magellana, na tyleduży i jasny, by bez większych trudności wypatrzyć go z umiarkowanych i wysokichpołudniowych szerokości geograficznych. Tarantula to kolejny, prócz gwiazdozbioruKrzyża Południa i zlokalizowanej w nim gromady otwartej NGC 4755 („SzkatułkiKlejnotów”), obiekt wart obejrzenia w trakcie wyprawy po morzach południowych(zajrzyj do wcześniejszego podrozdziału „Gromady gwiazd — kosmiczni przyjaciele”).Wierz mi: w towarzystwie Złotej Ryby nie będziesz się nudzić.

Mgławica Carina (NGC 3372) w konstelacji Kila.Mgławica Carina, obszar H II z centralną, niestabilną gwiazdą eta Carinae (zajrzyjdo rozdziału 11.), jest jedną z największych i najjaśniejszych znanych nam mgławic.

Mgławica Worek Węgla w gwiazdozbiorze Krzyża Południa.Worek Węgla to ciemna mgławica pokrywająca czarną plamą znaczną połać rozjarzonejDrogi Mlecznej. Jeśli znajdziesz się na wysokich szerokościach południowych i dopiszeCi pogoda, bez trudu odnajdziesz Worek Węgla.

Mgławica Pierścień Południowy (NGC 3132) w konstelacji Żagla.Mgławica Pierścień Południowy jest mgławicą planetarną widoczną jedynie z wysokichpołudniowych szerokości geograficznych.

W Internecie znajdziesz mnóstwo przepięknych zdjęć mgławic, wykonanych przy zastosowaniunajnowocześniejszych przyrządów obserwacyjnych. Oto szczególnie polecane przeze mniewitryny:

Urzekającą kolekcję zdjęć mgławic znajdziesz na stroniehttp://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/nebula/.

Wyselekcjonowanych fotografii najpiękniejszych mgławic szukaj na stroniehttp://hubblesite.org/gallery/album/nebula_collection/.

Galerię zdjęć projektu Hubble Heritage (z przepięknymi fotografiami galaktyk i innychobiektów) znajdziesz pod adresem http://heritage.stsci.edu/gallery/galindex.html.

Sięgaj dalej — pora na galaktykiDuża galaktyka to tysiące gromad gwiezdnych i nawet biliony pojedynczych gwiazd, spojoneze sobą przemożną siłą grawitacji. Droga Mleczna, będąca dużą galaktyką spiralną, jak ulałpasuje do tego opisu. Jak jednak przekonasz się za chwilę, rozmiary galaktyk i ich kształtybywają niezwykle zróżnicowane (zobacz rysunek 12.5).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/nebula/

http://hubblesite.org/gallery/album/nebula_collection/

http://heritage.stsci.edu/gallery/galindex.html


Rysunek 12.5.Istnieje wiele

zróżnicowa-nych pod

względemkształtu i wiel-

kości typówgalaktyk

W oparciu o kształt i wielkość galaktyk rozróżnia się następujące ich rodzaje:

spiralne;

spiralne z poprzeczką;

soczewkowate;

eliptyczne;

nieregularne;

karłowate;

o małej absolutnej jasności powierzchniowej.

W dalszej części rozdziału omówię każdy z wyszczególnionych typów galaktyk, wspomnęteż o najpiękniejszych z nich pod względem obserwacyjnym. Przeczytasz również o GrupieLokalnej Galaktyk — „domu” naszej Drogi Mlecznej, a także o jeszcze większych strukturachw kosmosie, takich jak gromady czy supergromady.

Galaktyka niejedno ma imięGalaktyka spiralna ma postać dysku z — jak wskazuje nazwa — spiralnie wychodzącymi z jejśrodka ramionami. Galaktyką spiralną jest nasza Droga Mleczna, bywają jednak równieżi takie, których ramiona są ciaśniej (bądź luźniej) okręcone wokół centrum galaktyki. Stosunekrozmiarów ramion do wielkości zgrubienia centralnego bywa różny. Zgodnie z klasyfikacjąmorfologiczną Hubble’a (tak, tak, również i tu Edwin Hubble dodał swoje trzy grosze)galaktyki oznaczone są symbolami: Sa, Sb, Sc i Sd, jak oznaczono na rysunku 12.5. Typ Sdodpowiada sytuacji, w której galaktyczne centrum jest ledwie widoczne, natomiast ramionasilnie rozbudowane i o bogatej strukturze.

Galaktyki spiralne wypełnia materia (gaz i pył) międzygwiazdowa, a także mnóstwo innychkosmicznych „atrakcji”: mgławice, asocjacje typu OB, otwarte i kuliste gromady gwiazd.We wkładce fotograficznej znajdziesz zdjęcie, na którym zostało uwiecznione zderzeniedwóch galaktyk spiralnych.

Galaktyka spiralna z poprzeczką to odmiana galaktyki spiralnej, której ramiona nie wychodząbezpośrednio z centrum (zgrubienia), lecz z przeciwległych końców przechodzącego przezzgrubienie centralne pasa gwiazd. Ta wydłużona struktura nosi nazwę poprzeczki. Poprzeczka


to swego rodzaju „lejek”, którym do centrum galaktyki spływa gaz z jej odleglejszychzakątków. W wyniku tego procesu powstają nowe gwiazdy, a rozmiary zgrubienia stale siępowiększają. Jak pokazano na rysunku 12.5, galaktyka tego typu nosi oznaczenie SB. Wyróżniasię kilka jej podtypów, na zasadach analogicznych do „zwykłych” galaktyk spiralnych: galaktykispiralne z poprzeczką typu SBa mają masywne zgrubienia centralne, ciasno oplecione słabozarysowanymi ramionami, natomiast ich „koleżanki” typu SBd na odwrót: obserwuje sięniepokaźne centra i dominujące ramiona.

Galaktyki soczewkowate to typ pośredni pomiędzy galaktykami eliptycznymi a spiralnymi.W klasyfikacji morfologicznej Hubble’a noszą oznaczenie S0 (zobacz rysunek 12.5).Charakteryzują się spłaszczoną strukturą, w której daje się wyróżnić centrum i dyskgalaktyczny, brak jest natomiast spiralnych ramion. Zawierają gaz i pył.

Galaktyki eliptyczneNajprościej byłoby chyba powiedzieć, że galaktyki eliptyczne mają kształt piłki. Szkopuł tkwijednak w tym, że może to być piłka zarówno do piłki nożnej, jak i do… rugby. Innymi słowy,galaktyka eliptyczna może mieć postać elipsy (piłka do rugby), jak i niemal doskonałego koła(piłka do futbolu). Tego typu obiekty to prawdziwa uczta dla oka i przyznaję, że ich obserwacjasprawia mi szczególną przyjemność. Galaktyki eliptyczne są zbudowane wyłącznie ze starychgwiazd i zawierają jedynie śladowe, często trudne do wykrycia, ilości gazu i pyłu. W oparciuo stopień spłaszczenia klasyfikacja Hubble’a wyróżnia kilka ich podtypów: galaktyki eliptycznetypu E0 mają niemal idealny kształt koła, oznaczone symbolem E7 są zaś najsilniej spłaszczone(zobacz rysunek 12.5).

Galaktyki eliptyczne to struktury, w których proces formowania się nowych gwiazd zamarłcałkowicie lub wkrótce zamrze. Próżno szukać tam obszarów H II, młodych gromad gwiazdczy asocjacji typu OB. Wyobraź sobie, jak nudne musiałoby być życie w tego rodzaju galaktykach,pozbawionych cieszących oczy przepięknych mgławic takich jak Wielka Mgławica w Orionieczy miejsc, w których rodzą się nowe gwiazdy. Aż strach pomyśleć, jak nieciekawa byłaby tamtelewizja.

Jedną z możliwych przyczyn ustania procesu formowania się nowych gwiazd w galaktyceeliptycznej może być wyczerpanie się zasobów gazu międzygwiazdowego, zużytego do„produkcji” już istniejących gwiazd. Inną z hipotez jest „wydmuchnięcie” lub „wyssanie”z galaktyki całego zdatnego do budowy nowych gwiazd gazu. Napisałem „zdatnego”, gdyżniektóre galaktyki eliptyczne, choć pozbawione obszarów H II i skupisk młodych gwiazd,wykazują obecność ekstremalnie gorącego gazu — tak gorącego i rozrzedzonego, że świecion wyłącznie w promieniach rentgenowskich. Z tej mąki, tj. gazu, chleba — gwiazdy— jednak nie będzie.

Galaktyka galaktyką jest i basta!Pisząc „galaktyka” i odmieniając ów wyraz przez wszyst-kie przypadki, nietrudno popaść w monotonię. Czy ist-nieje jednak dobry synonim słowa „galaktyka”? Nie-którzy niedoinformowani autorzy (lub ich redaktorzy) dlaurozmaicenia sięgają po termin „gromada gwiazd”,jest to jednak rażący błąd i świadectwo braku elemen-

tarnej wiedzy. Podobnie duża grupa galaktyk nie jest,jak chcą niektórzy, „gromadą galaktyczną” — to terminzarezerwowany dla otwartej gromady gwiazd znajdu-jącej się w galaktyce. Duże skupisko galaktyk to nicinnego jak gromada galaktyk.


Żeby być uczciwym, dodam, że w niektórych galaktykach eliptycznych zaobserwowanoobecność gromad gwiazd o błękitnawej barwie, które, jak się uważa, są bardzo młodymigromadami kulistymi, znacznie młodszymi aniżeli jakakolwiek gromada tego typu w DrodzeMlecznej.

Jedna z czołowych teorii dotyczących prapoczątków galaktyk eliptycznych (a przynajmniejniektórych z nich) głosi, że powstawały one na skutek kolizji, a w rezultacie połączenia z innymigalaktykami. Koncepcja zakładająca powstanie galaktyki eliptycznej w wyniku zderzenia siędwóch galaktyk spiralnych hipotetycznie jest całkiem możliwa. Fala uderzeniowa będącaefektem kolizji doprowadziła następnie do sprężenia obłoków molekularnych nieistniejącychjuż mgławic spiralnych, dając tym samym początek gromadom gorących, młodych gwiazd— być może również i wspomnianych błękitnawych gromad kulistych, zaobserwowanychw niektórych galaktykach eliptycznych. Tymczasem zderzenie niewielkiej galaktyki spiralnejze znacznie większym od niej obiektem tego samego typu doprowadziłoby jedynie dowchłonięcia „malucha” przez „olbrzyma”, co tylko jeszcze bardziej zwiększyłoby rozmiaryzgrubienia centralnego galaktyki spiralnej.

W miarę jak nasze obserwacje sięgają coraz odleglejszych rejonów kosmicznych czeluści,odkrywamy wciąż nowe przykłady wspomnianych kolizji i galaktycznych fuzji. Im bardziejcofamy się w przeszłość, tym zjawiska te stają się powszechniejsze. Powoli staje się oczywiste,że na wczesnym etapie ewolucji wszechświata zderzenia galaktyk miały miejsce nieustannie.Kto wie, jak wiele znanych dziś galaktyk powstało właśnie w ten sposób?

Rzut oka na galaktyki nieregularne, karłowatei o niskiej absolutnej jasności powierzchniowejKształt galaktyk nieregularnych jest — jak nietrudno wywnioskować z nazwy — nieregularnyi niesymetryczny. W niektórych z nich można dopatrzyć się właściwości charakterystycznychdla galaktyk spiralnych, inne dla odmiany są ich kompletnie pozbawione. Galaktykinieregularne są nasycone gazem międzygwiazdowym, dzięki czemu proces kształtowania sięnowych gwiazd trwa tam nieustannie. Rozmiarami ustępują dużym galaktykom spiralnymi eliptycznym, zawierają w sobie również mniejszą ilość gwiazd. Na potrzeby klasyfikacjimorfologicznej obiekty tego typu noszą oznaczenie Irr (zobacz rysunek 12.5).

Już sama nazwa galaktyka karłowata sugeruje nam, z jakiego typu obiektem mamy do czynienia:to „tycie” galaktyki o średnicach nieprzekraczających kilkudziesięciu tysięcy lat świetlnych.Wśród galaktyk karłowatych naukowcy wyodrębniają kilka podtypów: galaktyki karłowateeliptyczne, sferoidalne, nieregularne, a także (choć ta klasyfikacja budzi pewne zastrzeżenia)galaktyki karłowate spiralne. W dawnych czasach karły były niebywałą atrakcją, zarówno nadworach królewskich, jak i wśród gawiedzi. Wyobraź sobie teraz, że we wszechświecie takichgalaktycznych karłów mogą być miliardy!

W naszym najbliższym sąsiedztwie kosmosu — Grupie Lokalnej Galaktyk — dominującymrodzajem galaktyki jest właśnie jej postać karłowata, analogicznie jak w przypadku DrogiMlecznej, w której najpowszechniej występującym typem gwiazd są najmniejsze spośród nich:czerwone karły. Prawdopodobnie rzecz ma się podobnie w innych zakątkach wszechświata.

Klasyfikacja morfologiczna galaktyk, przedstawiona na rysunku 12.5, nie obejmuje galaktykkarłowatych — Edwin Hubble nie ujął ich w sporządzonym przez siebie diagramie. Nieznalazły się tam również galaktyki, o których napiszę za chwilę: galaktyki o małej absolutnej jasnościpowierzchniowej. Wydaje mi się jednak, że możemy mu to wybaczyć: w czasie powstawaniaklasyfikacji wielki astronom nie miał pojęcia o ich istnieniu. Cóż, nikt nie jest doskonały.


Galaktyki o małej absolutnej jasności powierzchniowej zostały rozpoznane dopiero w latach 90.ubiegłego stulecia. Rozmiarami dorównują innym typom galaktyk, od których różni je jednakto, że są niemal niewidoczne. Choć „zatankowane” są gazem międzygwiazdowym „do pełna”,nie udało im się wytworzyć zbyt wielu gwiazd emitujących światło. Przez dekady galaktyki tegotypu umykały uwadze astronomów, dopiero dziś, dzięki znacznemu zaawansowaniu aparaturypomiarowej i obserwacyjnej, zaczynamy nadrabiać wieloletnie zaległości w ich badaniach.Niektóre ze znanych nam małych galaktyk o niskiej jasności powierzchniowej należą donajmniej wyraźnych odkrytych galaktyk; sam, na własny użytek, nazywam je „przyćmionymiżarówkami”. Kto wie, jakie jeszcze niespodzianki czekają na odkrycie w bezkresnychkosmicznych głębiach?

Niektórzy astrofizycy uważają, że znaczna część masy wszechświata przypada na galaktykio małej jasności powierzchniowej, które — niczym jednostki o nieuregulowanym statusiepodczas spisu ludności — trudno dokładnie policzyć.

Duuuuże galaktykiDo obserwacji przepysznych widoków galaktyk polecam sprzęt opisany we wcześniejszympodrozdziale „Najpiękniejsze mgławice — gdzie ich szukać?”. Dużym galaktykom, takim jakGalaktyka Andromedy czy Galaktyka w Trójkącie, najlepiej jest przyglądać się teleskopemo dużej światłosile (zajrzyj do rozdziału 3.). W przypadku mniejszych obiektów polecamteleskopy ze skomputeryzowanym kontrolerem, dzięki któremu instrument niejako samodzielnieustawi się na wybrany obiekt na niebie. Położenie żądanej galaktyki na tle gwiazdozbiorówodczytasz z Norton’s Star Atlas i innych map nieba.

Oto lista najpiękniejszych, moim zdaniem, galaktyk, widocznych z północnej półkuli naszejplanety. Miej na względzie, że podana przeze mnie, najodpowiedniejsza do obserwacji danejgalaktyki, pora roku odnosi się do półkuli północnej (gdy w Polsce panuje jesień, Brazylijczycyrozkoszują się wiosennym słońcem).

Galaktyka Andromedy (Messier 31), nazwana imieniem etiopskiej księżniczki, bohaterkijednego z greckich mitów.Galaktyka Andromedy, zwana również Wielką Galaktyką Spiralną w Andromedzie, przezdługie lata funkcjonowała w powszechniej świadomości jako Wielka Mgławica Spiralnaw Andromedzie lub po prostu Mgławica w Andromedzie. Oglądana okiem nieuzbrojonymjest jedynie niewyraźną, rozmytą plamką. Najlepszą porą roku na jej podziwianie jestjesień. Obserwowana z ciemnego miejsca przez lornetkę Galaktyka Andromedy rozciągasię na niebie na dystansie około 3°, sześciokrotnie przewyższając rozmiary Księżycaw pełni. Jej wypatrzenie w czasie pełni może być bardzo utrudnione, warto więc poczekaćdo nowiu lub do chwili, gdy nasz satelita skryje się za horyzont. Im ciemniejsze niebo,tym większą połać Galaktyki Andromedy jesteś w stanie dostrzec.

NGC 205 i Messier 32 w galaktyce Andromedy.NGC 205 i Messier 32 są niewielkimi, sąsiadującymi ze sobą galaktykami eliptycznymiw konstelacji Andromedy. Wśród naukowców zdania na ich temat są podzielone:niektórzy uważają je za eliptyczne galaktyki karłowate, inni nie (oby jak najszybciej sięzdecydowali). M32 ma kształt sferyczny, a NGC 205 kształt elipsoidalny.

Galaktyka w Trójkącie (Messier 33) w gwiazdozbiorze Trójkąt.Galaktyka w Trójkącie to kolejna jasna i duża galaktyka spiralna, nieco mniejsza i mniejwyraźna niż Galaktyka Andromedy. „Zapoluj” na nią jesienią za pomocą lornetki.


Galaktyka Wirowa (Messier 51) w gwiazdozbiorze Psów Gończych (zobacz rysunek 12.6).Galaktykę Wirową dzieli od Ziemi dystans większy niż Galaktyki Andromedy i w Trójkącie,jest ona również od nich nieco słabsza. Sięgnij po nieduży teleskop, a zaręczam Ci, że sięnie zawiedziesz. Galaktyka jest zwrócona do nas frontem, co oznacza, że jej dysk leżyniemal dokładnie pod kątem prostym do linii obserwacji z Ziemi, a my możemy podziwiaćjego wierzch (lub spód). Za pomocą silniejszego teleskopu powinieneś dostrzec jejramiona. Odległa o 15 milionów lat świetlnych M51 jest pierwszą galaktyką, w którejnaukowcy zaobserwowali spiralną strukturę. Najlepsza pora na „łowy” to wiosennaciemna noc.

Galaktyka Sombrero (Messier 104) w gwiazdozbiorze Panny.Galaktyka Sombrero to jasny obiekt zwrócony do nas bokiem. Przy odrobinie fantazji jejdysk galaktyczny przypomina rondo gigantycznego kapelusza, przesłoniętego częściowopierścieniem pyłu pochodzącego ze znajdującej się w dysku galaktycznym ciemnejmgławicy. Galaktykę najlepiej oglądać wiosną. Znajduje się ona co prawda niemal trzyrazy dalej niż Galaktyka Wirowa, jednak już za pomocą niewielkiego teleskopu jesteśw stanie zobaczyć jej piękno w całej krasie.

Rysunek 12.6.Zdjęcie Galak-tyki Wirowejw świetle ul-

trafioletowym,wykonane

przez satelitęGALEX

Dzięki uprzejmości NASA/JPL/Caltech

Poniżej kilka najpiękniejszych galaktyk nieba południowego.

Wielki i Mały Obłok Magellana to orbitujące wokół Drogi Mlecznej jej galaktykisatelitarne. Wielki Obłok Magellana (jak sama nazwa wskazuje) nie tylko górujerozmiarami nad swoim towarzyszem, lecz również znajduje się bliżej Ziemi niż on.Szacuje się, że od naszej planety dzieli go dystans 169 tysięcy lat świetlnych. Przez długielata naukowcy byli przekonani, że Wielki Obłok Magellana to najbliższy satelita DrogiMlecznej (dziś jednak wiemy, że ów tytuł przypada niepozornej i słabo widocznej SagDEG— eliptycznej galaktyce karłowatej w gwiazdozbiorze Strzelca). Nawet na zdjęciachwykonanych przy użyciu teleskopu jest ona mało wyraźna, przesłania ją bowiem pyłi gaz Drogi Mlecznej, która dodatkowo powoli wchłania SagDEG. Żegnaj Strzelcu,choć dopiero co się poznaliśmy!Zarówno Mały, jak i Wielki Obłok Magellana wyglądają na nocnym niebie jak niewielkiechmury. Są wyraźne, rozległe i na wysokich południowych szerokościach geograficznychnigdy nie zachodzą poza horyzont. Oznacza to, że wybrawszy się na południe Ameryki


Południowej, możesz obserwować je każdej bezchmurnej nocy. „Przeczesz” je swojąlornetką i sprawdź, jak wiele mgławic i gromad gwiazd jesteś w stanie dostrzec.

Galaktyka NGC 253 w gwiazdozbiorze Rzeźbiarza to rozległa i jasna galaktyka spiralnao bardzo wysokim stopniu nasycenia pyłem. Jako pierwsza wypatrzyła ją w 1783 rokuCaroline Herschel, która prócz tego ma na swoim koncie odkrycie ośmiu komet.Najodpowiedniejszą porą roku do obserwacji galaktyki jest jesień; wystarczy Ci lornetkalub niewielki teleskop. Najlepiej widoczna jest z półkuli południowej, jeśli jednak maszniezasłoniętą i ciemną południową stronę horyzontu, możesz obserwować ją także w Polsce.

Centaurus A (NGC 5128) to olbrzymia galaktyka eliptyczna o osobliwym wyglądzie:ma kształt kuli z przebiegającym pośrodku pasem ciemnego pyłu. Galaktyka jest silnymźródłem fal radiowych i promieniowania rentgenowskiego i stanowi obiekt dużegozainteresowania naukowców. Do dziś nie znaleziono odpowiedzi na pytanie, czy powstałaona na skutek gigantycznej kolizji galaktyk w zamierzchłych czasach. Osobiście skłaniałbymsię ku tezie, że Centaurus A „pochłonął” w przeszłości galaktykę lub dwie, bądź zatemostrożny i zachowaj bezpieczną odległość od niego. Najlepiej obserwować go jesieniąz półkuli południowej (wiosną na półkuli północnej).

Odkryj Grupę Lokalną GalaktykW skład Grupy Lokalnej Galaktyk, nazywanej krócej Grupą Lokalną, wchodzą dwie duże(Droga Mleczna oraz Galaktyka w Andromedzie) i jedna mniejsza galaktyka spiralna (Galaktykaw Trójkącie), ich satelity (w tym Wielki i Mały Obłok Magellana, galaktyki M32 i NGC 205)oraz ponad dwadzieścia galaktyk karłowatych.

Grupa Lokalna nie jest tak rozległa, jak bywają niektóre inne skupiska galaktyk, jest jednakdomem naszej planety i największą strukturą, z którą Ziemia jest związana grawitacyjnie(oznacza to, że pomimo nieustannego rozszerzania się wszechświata nie jest ona w stanie„wyrwać się” z Grupy Lokalnej). Podobnie jak spajany przez grawitację Słońca (uniemożliwiającąucieczkę planet) Układ Słoneczny nie zmienia swoich rozmiarów, tak samo, za sprawą siłygrawitacji trzech galaktyk spiralnych i mniejszych obiektów, trzyma się w ryzach GrupaLokalna. Tymczasem znajdujące się poza zasięgiem przyciągania grawitacyjnego GrupyLokalnej wszystkie inne grupy i gromady galaktyk, a także „samotne”, odległe galaktyki,oddalają się od nas z prędkością wyznaczoną według formuły zwanej prawem Hubble’a(od astronoma, nie teleskopu). Więcej na temat ucieczki galaktyk przeczytasz w rozdziale 16.

Grupa Lokalna Galaktyk rozciąga się na obszarze około jednego megaparseka, a jej centrumznajduje się w pobliżu Drogi Mlecznej. Parsek to jednostka odległości używana w astronomiii odpowiada 3,26 roku świetlnego. Mega to z kolei przedrostek oznaczający milion. Innymisłowy, Grupa Lokalna Galaktyk rozciąga się na przestrzeni około 3 milionów 260 tysięcy latświetlnych lub, jak kto woli, około 30 860 000 000 000 000 000 km. Rozmiary mogą wydawaćsię niewyobrażalne, jednak w porównaniu z wielkością obserwowanego wszechświata jest tokrótki spacer.

Gromady i supergromady galaktyk, nietrudne do wykrycia wśród niezmierzonych głębinkosmosu, są znacznie większe niż nasza, nieduża przecież Grupa Lokalna. Jednak większośćgalaktyk we wszechświecie (a przynajmniej tych, które jesteśmy w stanie obserwować)koncentruje się w niewielkie grupy, liczące do kilkudziesięciu galaktyk (nasza Grupa Lokalnaskłada się z około 30). Wydaje się więc, że jesteśmy kosmicznymi średniakami, podobnie jaknasi sąsiedzi.


Gromady galaktykWiększość znanych nam galaktyk skupia się w grupach przypominających naszą GrupęLokalną. Tymczasem astronomowie, sięgający swymi potężnymi teleskopami coraz dalejw głąb kosmicznych czeluści, odkryli gromady galaktyk — formacje przerastające rozmiaramidotychczas znane nam grupy. Największe i szczególnie obfitujące w galaktyki to tzw. gromadybogate, złożone z setek, jeśli nie tysięcy galaktyk, z których każda liczy sobie miliardy gwiazd.

Najbliższą Ziemi dużą gromadą galaktyk jest Gromada w Pannie, znajdująca się w obrębiegwiazdozbioru o tej samej nazwie oraz sąsiedniej konstelacji Warkocza Bereniki. Gromadajest odległa o około 50 milionów lat świetlnych i zawiera setki znanych nam galaktyk.

Dysponując teleskopem, również i Ty możesz obserwować niektóre spośród największychi najjaśniejszych galaktyk wchodzących w skład Gromady w Pannie. Jednym z najpiękniejszychobiektów do obserwacji jest tam galaktyka Panna A, mająca oznaczenie M87: gigantycznasferoidalna galaktyka eliptyczna, wystrzeliwująca z okolic centralnej supermasywnej czarnejdziury strumień (dżet) materii. Za pomocą amatorskiego sprzętu dostrzeżesz co prawda samągalaktykę, jednak już nie dżet tryskający z jej środka (chyba że jesteś bardzo zaawansowanymamatorem). Według naukowców Panna A wchłonęła w przeszłości kilka mniejszych galaktyk,co tłumaczyłoby jej duże rozmiary. Jak widzisz, niektóre galaktyki lubią zaczynać niemal„od zera”, stopniowo eliminując swoich kosmicznych konkurentów. Innymi poddającymi sięobserwacji galaktykami Gromady w Pannie są Messier 49 (galaktyka eliptyczna), Messier 84(galaktyka soczewkowata) oraz Messier 100 — gromada spiralna. Poszukaj ich w czasie ciemnejwiosennej nocy, a jeśli masz taką możliwość, skorzystaj z niewątpliwej pomocy, jaką jestelektroniczny kontroler automatycznie ustawiający teleskop na żądany obiekt. Jeśli zaś nieufasz elektronice, dopilnuj, aby mieć pod ręką porządny atlas nieba z naniesioną lokalizacjągalaktyk.

Gromady galaktyk znajdujemy tak daleko, jak tylko sięgają nasze teleskopy. We wszechświecie,którego obserwację ograniczają nam przeszkody natury technicznej, znamy kilkaset miliardówgalaktyk. Nikt jednak ich jeszcze nie policzył — a przynajmniej nikt na naszej planecie.

Wielkości na miarę kosmosu:supergromady, pustki i Wielkie ŚcianyJeśli sądzisz, że gigantyczna gromada galaktyk rozciągająca się na obszarze 3 milionów lat świetlnychto wszystko, na co stać było naturę, jesteś w błędzie. Badania nad głębokim kosmosem dowodząbowiem, że większość, jeśli nie wszystkie gromady galaktyk grupują się w monstrualnestruktury nazywane supergromadami. Supergromad nie spaja wewnętrzne oddziaływaniegrawitacyjne, a pomimo tego ich rozpad nie następuje. Typowa supergromada ma kształtdługiego, włóknistego pasma. Znajduje się w niej od kilkudziesięciu do kilkuset gromadgalaktyk, a jej długość dochodzi do 200 milionów lat świetlnych.

Nasza mikroskopijna Ziemia znajduje się na peryferiach Supergromady Lokalnej (znanejrównież Supergromadą w Pannie), z centrum w pobliżu masywnej Gromady w Pannie.

Supergromady są zazwyczaj zlokalizowane wokół rozległych obszarów niezawierającychżadnych bądź jedynie niewielką liczbę galaktyk, nazywanych pustkami. Najbliższa z nich,Pustka w Wolarzu, rozciąga się na dystansie ponad 300 milionów lat świetlnych. Na jejobrzeżach znajduje się pokaźna liczba galaktyk, jednak wewnątrz Pustki jest ich niewiele.


Jednym z członków zespołu, który w 1981 roku odkrył Pustkę w Wolarzu, był amerykańskiastronom Robert Kirshner. Anegdota głosi, że odbierając gratulacje, miał skromnie powiedzieć:„To nic takiego”.

Największe supergromady lub grupy supergromad tworzą niewyobrażalnych rozmiarówformacje zwane Wielkimi Ścianami. Pierwsza odkryta Wielka Ściana ma długość 750 milionówlat świetlnych, kolejna — Wielka Ściana Sloan, której istnienia dowiedziono w 2003 roku —jest jeszcze większa: jej długość wynosi ponad 1,4 miliarda lat świetlnych. Niewykluczone, żeinne struktury tego typu, ukryte głęboko w kosmosie, mogą być nawet większe. Jak do tej porynaukowcy nie zaobserwowali na żadnej z Wielkich Ścian jakiegokolwiek Wielkiego Graffiti,jednak pomimo tego są one nieocenionym źródłem informacji na temat wielkich strukturw przestrzeni kosmicznej i wczesnych dziejów wszechświata. Obyśmy tylko potrafilizrozumieć ich język.

Rozdział 13

Skok w czarną dziurę i na kwazaryW tym rozdziale:► Podglądamy tajemnice czarnych dziur.► Poznajemy kwazary.► Identyfikujemy typy aktywnych jąder galaktyk.

zarne dziury i kwazary to jedne z najbardziej ekscytujących, a jednocześnie najbardziejzdumiewających zjawisk badanych przez współczesną astronomię i na szczęście dla

naukowców oba te zagadnienia są ze sobą ściśle związane. W tym rozdziale wyjaśnię związekpomiędzy wspomnianymi zjawiskami, dowiesz się również więcej na temat aktywnych jądergalaktyk, do których są zaliczane m.in. kwazary.

Być może nigdy nie uda Ci się dostrzec przez swój teleskop ani jednej spośród czarnych dziur,zaręczam Ci jednak, że gdy pochwalisz się swoim zainteresowaniem astronomią, znajomizasypią Cię pytaniami o nie. O czarnych dziurach wspomniałem pobieżnie w rozdziale 11.;w tym rozdziale postaram się nieco poszerzyć temat.

Czarne dziury: fatalne sąsiedztwoCzarna dziura to obiekt astronomiczny, którego grawitacja jest tak silna, że nawet światło niejest w stanie wydostać się z jego wnętrza. Oto przyczyna, dla której czarne dziury są niewidzialne.

Do czarnej dziury można wpaść, lecz wypaść z niej już nie sposób. Nie wydostaniesz się z niejo własnych siłach, nawet gdybyś chciał, nie uda Ci się również zadzwonić stamtąd do domu.E.T. może uważać się za szczęściarza, że wylądował na Ziemi, a nie w czarnej dziurze.

Aby wydostać się z czarnej dziury wszystko, co do niej wpadło, musiałoby mieć o wiele więcejmocy, aniżeli miało kiedykolwiek. W żargonie naukowców tę „moc” określa się mianemprędkości ucieczki. Inżynierowie kosmiczni posługują się tym terminem w odniesieniu doprędkości, jaką należy nadać rakiecie (bądź jakiemukolwiek innemu ciału), aby opuściła onaziemskie pole grawitacyjne i znalazła się w przestrzeni międzyplanetarnej. Astronomowieużywają tego terminu na analogicznych zasadach, stosując go do każdego obiektu w kosmosie.

Prędkość ucieczki (nazywana też drugą prędkością kosmiczną) wynosi na powierzchni Ziemi11,2 km/s. Im słabsza grawitacja, tym niższa prędkość ucieczki: w przypadku Marsa wynosiona zaledwie 5 km/s, gdy tymczasem na Jowiszu jej wartość sięga 61 km/s. Niekwestionowanymimistrzyniami wszechświata w tej dyscyplinie są jednak czarne dziury: ściskająca je grawitacjajest tak ogromna, że prędkość ucieczki przekracza w ich przypadku wartość prędkości światła,bliską 300 tysięcy km/s! Nic, nawet światło, nie jest w stanie wydostać się z czarnej dziury.Aby tak się stało, obiekt musiałby poruszać się z prędkością większą niż prędkość światła.Według stanu naszej wiedzy na dziś taki obiekt nie istnieje.

C


Czarna dziura w pigułceCzarna dziura, czyhająca w kosmicznych otchłaniach na swoją ofiarę, zdradza swoją obecnośćtrojako: poprzez szybko wirujący wokół niej dysk gazu i pyłu, zbyt gorący, aby można to byłowytłumaczyć obecnością innych czynników, poprzez potężne strumienie wysokoenergetycznychcząsteczek materii (dżety), „uciekające” przed wpadnięciem w pułapkę, a także poprzez gigantycznąprędkość orbitalną okolicznych gwiazd zachowujących się, jak gdyby napędzało je przyciąganiegrawitacyjne niewidocznego obiektu o ogromnej masie (i tak jest w istocie).

Jak wspomniałem w rozdziale 11., naukowcy rozróżniają dwa zasadnicze typy czarnych dziur:

Gwiazdowa (małomasywna) czarna dziura ma masę dużej gwiazdy (od trzech do kilkusetrazy większej od Słońca). Tego typu czarna dziura powstaje po eksplozji supernowej.

Supermasywne czarne dziury, o masie od miliona do kilku miliardów razy większej niżSłońce, istnieją w centrach galaktyk. Przypuszcza się, że mogą powstawać na etapieformowania się galaktyki w wyniku połączenia się gwiazd znajdujących się blisko siebie.Teoria ta czeka jednak dopiero na potwierdzenie.

W roku 1999 naukowcy odkryli trzeci, pośredni typ czarnej dziury. Masa takiego obiektu wahasię w przedziale od 500 do 1000 mas Słońca. Niestety, jak dotąd nie udało się ustalić, w jaki sposóbpowstaje.

Myszkujemy we wnętrzu czarnej dziuryNa czarną dziurę składają się trzy elementy:

horyzont zdarzeń będący granicą czarnej dziury;

osobliwość — „serce” czarnej dziury, skupiające całą materię, jaka znajduje się w jejwnętrzu;

materia (dysk akrecyjny), która wpada do czarnej dziury spoza horyzontu zdarzeńi kieruje się ku osobliwości.

W kolejnych podrozdziałach opowiem nieco szerzej o każdym z tych elementów.

Horyzont zdarzeńHoryzont zdarzeń to sferyczna powierzchnia otaczająca czarną dziurę (zobacz rysunek 13.1).Po jego przekroczeniu obiekt nie może już wydostać się z wnętrza czarnej dziury, przestaje teżbyć widoczny dla obserwatora spoza niej. Analogicznie wydarzenia zachodzące poza obrębemczarnej dziury nie są widoczne spoza linii horyzontu zdarzeń.

Rozmiar horyzontu zdarzeń ściśle zależy od masy samej czarnej dziury: gdy jej masa ulegniepodwojeniu, podwoi się również średnica horyzontu zdarzeń. Gdyby naukowcom udało sięścisnąć Ziemię tak mocno, że przekształciłaby się w czarną dziurę (na szczęście nie potrafimytego, a gdybyśmy jakimś sposobem rzeczywiście tego dokonali, raczej nie miałbym okazji,żeby zdradzić Ci metodę), naszą planetę otoczyłby horyzont zdarzeń o średnicy około 2 cm.

W tabeli 13.1. znajdziesz rozmiary kilku odkrytych czarnych dziur. Może zechceszprzymierzyć którąś z nich?

Rozdział 13: Skok w czarną dziurę i na kwazary 227

Rysunek 13.1.Jedna z kon-

cepcji czarnejdziury. Strzałki

symbolizująwpadającą

do jej wnętrzamaterię

Tabela 13.1. Rozmiary czarnych dziur

Masa czarnej dziuryw masach Słońca

Średnica czarnej dziuryw kilometrach

Uwagi

3 18 najmniejsza znana małomasywna (gwiazdowa) czarna dziura

10 60

100 600 największa znana małomasywna (gwiazdowa) czarna dziura

1 000 6000 średniomasywna czarna dziura

2 500 000 15 000 000 supermasywna czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej

1 000 000 000 6 000 000 000 supermasywna czarna dziura w kwazarze

Jak do tej pory naukowcy nie odkryli jeszcze czarnej dziury o masie mniejszej niż trzykrotnośćmasy Słońca i średnicy 18 km.

Osobliwość i materia zasysana przez czarną dziuręWszystko, co przekroczy linię horyzontu zdarzeń, kieruje się w głąb czarnej dziury, w stronęosobliwości, by ostatecznie zostać przez nią wchłonięte. Według naukowców gęstość materiiznajdującej się w osobliwości osiąga wartość nieskończoności. Nie znamy praw fizykirządzących w świecie tak ekstremalnych gęstości, nie jesteśmy więc w stanie opisać warunkówtam panujących. To prawdziwa „czarna dziura” w naszej wiedzy.

Niektórzy matematycy wysuwają tezę, że w pobliżu osobliwości musi znajdować się tunelczasoprzestrzenny — korytarz łączący czarną dziurę z innym wszechświatem. Teoria tuneliczasoprzestrzennych stała się inspiracją dla wielu pisarzy i filmowców gatunku science fiction,jednak ich dzieła to wyłącznie wytwór wyobraźni, niemający potwierdzenia w namacalnychfaktach. Większość naukowców uważa nawet, że tunele czasoprzestrzenne nie istnieją, a nawetgdyby istniały, nie znamy sposobu, aby do nich zajrzeć.


Kolejna teoria głosi, że w miejscu, w którym hipotetyczny tunel czasoprzestrzenny łączy czarnądziurę z innym wszechświatem, znajduje się biała dziura — punkt, przez który z osobliwoścido owego innego świata przelewają się ogromne ilości energii i materii. Również i ta koncepcjawydaje się być jedynie wymysłem, nawet jednak gdyby była prawdziwa, musielibyśmyprzedsięwziąć podróż do innego wszechświata, aby ją zweryfikować (pomyśl tylko, ile punktówzdobyłbyś w programie „Frequent Flyer”).

Podróże do innych wszechświatów (o ile te w ogóle istnieją) to jak na razie jedynie domenaautorów książek i filmów fantastycznych. Nic nie stoi jednak na przeszkodzie, aby to w naszymwszechświecie poszukiwać białych dziur, z którymi łączą się tunele czasoprzestrzenne z innychkosmosów. Jak do tej pory nie udało się odkryć żadnej.

Jeden z naukowców wysunął kiedyś tezę, że białymi dziurami mogą być kwazary. Współczesnaastronomia doskonale poradziła sobie jednak z wytłumaczeniem tego zjawiska (ja z koleiwytłumaczę je w podrozdziale „Kwazary: zabawa definicjami”). Szukamy zatem dalej.

Otoczenie czarnej dziuryW otoczeniu czarnej dziury dzieje się wiele ciekawych rzeczy:

1. Gazowa materia, spływająca w kierunku czarnej dziury, koncentruje się wokółniej w postaci wirującego spłaszczonego obłoku zwanego dyskiem akrecyjnym.

2. Gaz znajdujący się w pobliżu obrzeży czarnej dziury staje się gęstszy, w efekcieczego wzrasta też jego temperatura.

Za cały proces odpowiada grawitacja czarnej dziury: cząsteczki gęstniejącego, zasysanegodo wnętrza czarnej dziury gazu rozgrzewają się na skutek rosnącego tarcia o siebie(przypomina to sposób, w jaki działają klimatyzatory i lodówki: rozprężający się gazochładza się, kompresowany — nagrzewa).

3. Gorący i gęsty gaz na skraju czarnej dziury zaczyna się „żarzyć”. Innymi słowy,dysk akrecyjny świeci.

Promieniowanie dysku akrecyjnego może przybrać różnoraką postać, najczęściej jest tojednak promieniowanie rentgenowskie. Teleskopy rentgenowskie, w rodzaju umieszczonegona pokładzie wystrzelonego przez NASA satelity Chandra X-ray Observatory, wykrywajądochodzące z przestrzeni kosmicznej promieniowanie rentgenowskie, wskazującnaukowcom położenie czarnych dziur. Na stronie internetowej Centrum Chandra X-ray,dostępnej pod adresem http://chandra.harvard.edu/, znajdziesz wykonane w promieniachRoentgena zdjęcia przesłane przez obserwatorium Chandra. Szukaj ich w zakładcePhoto album.

Nie możemy więc wypatrzyć czarnej dziury przez teleskop, możemy jednak — za pomocąteleskopu rentgenowskiego wyniesionego w przestrzeń kosmiczną — wykryć promieniowanieemitowane przez dysk akrecyjny. Promienie Roentgena nie są w stanie przeniknąć ziemskiejatmosfery, takie umiejscowienie teleskopu jest więc koniecznością.

Istnieją również „nagie” czarne dziury, pozbawione wirującego wokół siebie dyskuakrecyjnego. Dopóki nie przejdą one na tle poddawanej obserwacji gwiazdy lub galaktyki,astronomowie nie są w stanie ich dostrzec. O obecności czarnej dziury w przestrzeni świadczyjednak w tym przypadku wpływ jej grawitacji na światło emitowane przez obiekt w tle (przezkrótki czas może on wydawać się obserwatorowi jaśniejszy; wspominam o tym w rozdziale 11.,opisując zjawisko mikrosoczewkowania). Taka sytuacja zdarza się jednak niezwykle rzadkoi raczej nie powinieneś spodziewać się, że ujrzysz to zjawisko przez swój domowy teleskop.

http://chandra.harvard.edu/


Zakrzywienie czasoprzestrzeniCzarną dziurę można rozpatrywać również w kategoriach miejsca, w którym deformacji ulegajączas i przestrzeń. Linia prosta, definiowana przez fizyków jako tor promienia światła poruszającegosię w próżni, ulega w sąsiedztwie czarnej dziury zakrzywieniu. Obserwator znajdujący się w dużejodległości od czarnej dziury zauważy również w jej pobliżu anomalie czasu.

Załóżmy, że przemierzając przestrzeń w bezpiecznej odległości od czarnego potwora,wystrzeliwujesz w jego kierunku automatyczną sondę. Na wielkim elektronicznym ekraniez boku próbnika wyświetlany jest czas odmierzany przez zegar pokładowy.

Obserwujesz przez teleskop ekran próbnika zbliżającego się do brzegu czarnej dziury.Co widzisz? Czas odmierzany przez znajdujący się na pokładzie zegar płynie corazwolniej. Z pewnością nie zobaczysz próbnika wpadającego w czeluść czarnej dziury.Zobaczysz natomiast, jak staje się on coraz bardziej czerwony — to efekt przesunięcia kuczerwieni światła emitowanego przez ekran, wywołanego potężną grawitacją czarnej dziury.Myliłby się jednak ten, kto upatrywałby przyczyn w efekcie Dopplera (opisanym w rozdziale 11.).Odpowiedzialne za przesunięcie jest inne zjawisko nazywane poczerwienieniem grawitacyjnym. Światłowyświetlającego czas ekranu przesuwa się w kierunku fal o większej długości, podobnie jakna skutek efektu Dopplera zmieniają się właściwości światła oddalającej się od obserwatora gwiazdy.Po niedługim czasie światło ekranu przesunie się w stronę promieniowania podczerwonego,niewidocznego dla ludzkich oczu.

Teraz zastanówmy się, co zobaczyłbyś, podróżując na pokładzie opadającego w otchłań czarnejdziury próbnika (nie próbuj tego w domu, najlepiej nie próbuj tego nigdzie). Upływający czasmożesz śledzić, obserwując zegar wewnątrz statku, wyglądając przez okno, możesz równieżobserwować tor lotu Twojej maszyny. Jako nieszczęsny pasażer skazanej na zagładę sondynie zanotujesz jakichkolwiek anomalii czasu — płynie on normalnie, nie zwalnia ani trochę.Spojrzawszy na zewnątrz, na swój statek i gwiazdy, zauważysz, że ich barwa wydaje się przesuniętaku fioletowi. Nie wrócisz już jednak do domu: za moment przekroczysz niewidzialną granicę(horyzont zdarzeń), spoza której nie ma kursów powrotnych. Nie zobaczysz już nigdy drugiejstrony ani z zewnątrz nikt nie będzie w stanie dostrzec Ciebie.

Hipotetyczny obserwator na statku-matce nie zorientuje się, kiedy wpadniesz w czarną dziurę;dla niego będziesz po prostu coraz bardziej zbliżał się do niej. Dostrzeżesz to za to Ty na pokładzieosuwającego się w czeluść próbnika (o ile oczywiście będziesz jeszcze żył). Siła pływowa— efekt niewyobrażalnej grawitacji — rozrywa wszystko, co wpada do czarnej dziury:w wymiarze skierowanym ku osobliwości będzie Cię niemiłosiernie rozciągać; w dwóchpozostałych ściskać bez litości.

Załóżmy, że wpadłeś do czarnej dziury skierowany stopami w kierunku osobliwości. Bezlitosnasiła pływowa rozciągnie (o ile nie rozerwie na strzępy) Cię tak, że najwyżsi środkowi w NBAzadzieraliby głowy, żeby spojrzeć Ci w oczy. Jednak w pozostałych dwóch wymiarach — od pępkado pleców i od biodra do biodra jesteś ściskany niczym węgiel przeobrażający się wewnątrzZiemi w diament, tyle że… mocniej. Wątpliwej natury to przyjemność.

Najgorsze, co może Ci się przydarzyć, to wpaść w małą, gwiezdną czarną dziurę (czasem małepająki są bardziej niebezpieczne i jadowite niż potężne tarantule). Jeśli Cię to spotka, zostanieszrozerwany i ściśnięty w mgnieniu oka i nie będzie Ci dane podziwianie widoku znikającegowszechświata. O wiele milszym doznaniem jest wpadnięcie w supermasywną czarną dziurę.Znalazłszy się za jej horyzontem zdarzeń, będziesz mógł przez pewien czas obserwowaćzanikający wszechświat, zanim fatalna siła pływowa nie rozprawi się z Tobą ostatecznie.

Biorąc pod uwagę te niezwykłe i fascynujące właściwości czarnych dziur, zapewne nie dziwi Cięjuż, dlaczego naukowcy z taką pasją oddają się ich badaniom. Najlepiej z bezpiecznej odległości.


Kwazary: zabawa definicjamiNaukowcy znają co najmniej dwie definicje kwazarów:

Dawna definicja: kwazar (ang. quasar; akronim od quasi-stellar radio source, dosł. „obiektgwiazdopodobny emitujący fale radiowe”) to będące źródłem promieniowania radiowegociało niebieskie, które obserwowane przez zwykły, odbierający światło widzialneteleskop przypomina gwiazdę (zobacz rysunek 13.2). Autorem tej definicji jest mójprzyjaciel, fizyk, dr Hong-Yee Chiu.

Powyższa definicja stała się jednak niewystarczająca, ponieważ jej warunki spełnianajwyżej 10% obiektów nazywanych kwarzami. Pozostałe 90% nie emituje promieniowaniaradiowego — astronomowie nazywają je „radiowo cichymi”.

Definicja współczesna: kwazar to jasny obiekt usytuowany w centrum galaktyki, emitującyprzeciętnie w czasie 1 sekundy około 10 bilionów razy więcej energii niż Słońce,a którego emisje charakteryzuje wysoka zmienność we wszystkich długościach fali.

Rysunek 13.2.Kwazar świeci

10 bilionówrazy jaśniejod Słońca


Po dekadach bezowocnych dywagacji na temat kwazarów astronomowie doszli nareszciedo wniosku, że są one powiązane z gigantycznymi czarnymi dziurami w centrach galaktyk:materia wpadająca do wnętrza czarnej dziury uwalnia ogromne ilości energii. Obserwowaneprzez naukowców źródła tej energii są właśnie tym, co astronomowie nazywają kwazarami.

Linijkę poproszęWszystkie bez wyjątku kwazary emitują promienie rentgenowskie. Co dziesiąty wytwarza silnefale radiowe, niektóre są również źródłem promieniowania ultrafioletowego, podczerwonegoi światła widzialnego. Emisje promieniowania kwazara charakteryzuje duża zmienność w skalilat, miesięcy, tygodni, a nawet dni.


Fakt, iż jasność kwazara zmienia się znacząco nawet w ciągu jednego dnia, nasunął naukowcomniezwykle ważne spostrzeżenie: kwazar nie może być większy niż 1 dzień świetlny, tj. dystans,jaki światło przebywa w próżni w czasie 24 godzin. 1 dzień świetlny to „zaledwie” niecałe26 miliardów kilometrów, a to oznacza, że kwazar, wytwarzający energię równą 10 bilionomSłońc (lub stukrotnie przewyższającą energię całej Drogi Mlecznej), jest niewiele większy odnaszego systemu planetarnego, będącego zaledwie niewielkim skrawkiem naszej Galaktyki.

Kwazar znacznie większy niż 1 dzień świetlny nie byłby w stanie tak znacząco zmieniać swojejjasności w tak krótkich odstępach czasu. Czy potrafisz wyobrazić sobie słonia machającegouszami tak szybko jak koliber skrzydełkami?

Przyspieszamy do prędkości dżetaKwazary, będące źródłami silnych fal radiowych, charakteryzują się obecnością dżetów, długichi cienkich strumieni energii, wystrzeliwanych w postaci niezwykle szybkich elektronów orazprawdopodobnie również innych cząsteczek materii. Dżety miewają często niejednolitą,guzowatą strukturę, wytwarzając uciekające poza strumień „bąble” materii. Dla obserwatoraz Ziemi „bąble” wydają się poruszać się z ogromną prędkością, przekraczającą prędkośćświatła. To zjawisko, nazywane przez fizyków prędkością nadświetlną, to jednak tylko złudzeniewywołane faktem, iż dżet pędzi niemal wprost ku Ziemi. Materia w nim zawarta porusza sięz prędkością bliską prędkości światła, jednak jej nie przekracza.

Piękne zdjęcia dżetów emitowanych przez kwazary, wykonane przy użyciu radioteleskopówNarodowego Obserwatorium Radioastronomicznego, znajdziesz na stronie internetowejhttp://images.nrao.edu/AGN/Quasars.

I kwazary mają widmaW wielu publikacjach przeczytasz, że widma kwazarów charakteryzują się silnymi liniamiemisyjnymi, będącymi następstwem przesunięć ku czerwieni i fioletowi szybkich, poruszających sięz prędkością sięgającą 10 tysięcy km/s obłoków gazowych w obrębie kwazara. To stwierdzenienie odnosi się jednak do wszystkich kwazarów. Istnieje wiele ich typów i niektóre z nich niewykazują w swoich spektrach wspomnianych szerokich pasów.

Silne linie widmowe są jednak istotnym wyróżnikiem wielu kwazarów i nieomylnie dowodząich związków z innymi obiektami, o których opowiem w kolejnym podrozdziale.

Galaktyki aktywne:witaj w rodzinie kwazarów

Przez długie lata po odkryciu kwazarów naukowcy spierali się na temat ich położenia: niemieliśmy pewności, czy znajdują się one w obrębie galaktyk, czy też poza nimi. Dziś, dziękiogromnemu postępowi, jaki dokonał się w dziedzinie astrofotografii, wiemy już, że kwazaryznajdują są w galaktykach. Na zdjęciach wykonywanych przez potężne instrumenty obserwacyjnewidzimy zarówno kwazary, jak i otaczające je galaktyki, zwane galaktykami-gospodarzami (ang.host galaxy). Ponieważ kwazary osiągają jasność do 100 razy większą od swoich gospodarzy,ci bledną w blasku swoich olśniewających gości, tak samo jak skromny pan domu wydaje siębyć niewidoczny obok zaproszonej na wieczorne przyjęcie znakomitości.

http://images.nrao.edu/AGN/Quasars


Odkrycie zawdzięczamy elektronicznym kamerom rejestrującym w czasie pojedynczejekspozycji znacznie większe wahania jasności aniżeli tradycyjna klisza fotograficzna.

Kwazary są skrajnym przykładem zjawiska znanego we współczesnej astronomii jako aktywnejądra galaktyk (ang. active galactic nuclei, AGN). Termin oznacza centralne obiekty galaktykwykazujące właściwości charakterystyczne dla kwazarów: dużą jasność, silne linie emisyjneoraz dostrzegalne zmiany jasności.

Klasyfikacja aktywnych jąder galaktykNaukowcy klasyfikujący galaktyki aktywne posługują się następującymi terminami:

Kwazary radiowo głośne („właściwe” kwazary) oraz radiowo ciche (około 90%ogółu kwazarów): dwa typy zbliżonych do siebie obiektów różniących się siłą emisjiradiowej. Występują w galaktykach spiralnych, takich jak Droga Mleczna (zajrzyj dorozdziału 12.). Nie ustalono jeszcze, czy kwazary powstają w galaktykach, czy na odwrót:to galaktyki formują się wokół kwazarów. Naukowcy nie stwierdzili obecności kwazaraw naszej galaktyce, wiemy natomiast o istnieniu w jej centrum supermasywnej czarnejdziury o masie 2,5 miliona razy większej od masy Słońca. Znajdziesz ją wyszczególnionąw tabeli 13.1.

Niektórzy naukowcy wrzucają kwazary radiowo głośne i radiowo ciche do jednegoworka, określając je wspólną nazwą obiektów gwiazdopodobnych.

Kwazary o silnej zmienności (ang. optically violently variable quasars, OVV) to obiekty,których strugi (dżety) są skierowane bezpośrednio w stronę Ziemi. Charakterystycznedla nich są jeszcze szybsze i gwałtowniejsze zmiany jasności aniżeli w przypadku„zwykłych”, najczęściej występujących kwazarów. Wyobraź sobie strażaków polewającychwodą z sikawki człowieka, którego ubranie zajęło się ogniem. Choć dla obserwatoraz boku ciśnienie wody w wężu wydaje się stałe, człowiek nią polewany odczuwa każdą,nawet najmniejszą jego zmianę, każdą fluktuację jej przepływu. Kwazary o silnejzmienności to „sikawki” wśród kwazarów: „pluskają” najbardziej.

Lacertydy: w żargonie astronomów obiekty typu BL Lacertae (nazywane często BL Lac)od nazwy pierwszego odkrytego obiektu tego typu — BL Lac — znajdującego sięw gwiazdozbiorze Jaszczurki. BL Lac zmienia swoją jasność i pierwotnie był uznawanyza typową gwiazdę zmienną (na fotografiach nieba wygląda jak gwiazda). Dopierow 1968 roku amerykański astronom John L. Schmitt zidentyfikował obiekt jako zmienneradioźródło, dzięki czemu jego klasyfikacja uległa zmianie na aktywne jądro galaktyki.Dzięki rozwojowi technologicznemu możliwe stało się sfotografowanie jego galaktyki-gospodarza, która do tej pory niknęła w oślepiającym blasku BL Lac.W odróżnieniu od innych typów kwazarów lacertydy charakteryzują się słabymi, a bywa,że i niewidocznymi liniami widmowymi. Również emitowane przez nie fale radiowecechują się silniejszym spolaryzowaniem aniżeli w przypadku innych, radiowo głośnychkwazarów (z wyjątkiem kwazarów o silnej zmienności, będących niekiedy skrajnymprzykładem lacertydów) — polaryzacja oznacza w tym przypadku tendencję do oscylowaniafal w określonym kierunku w miarę, jak przemierzają one przestrzeń. Fale niespolaryzowane,rozchodząc się w przestrzeni, przesuwają się równomiernie we wszystkich kierunkach.Jak mówi porzekadło: „w nocy każda kotka szara”. Podobnie w przypadku lacertydów:aby móc odróżnić je od kwazarów radiowo głośnych, należy sprawdzić ich polaryzację.


Blazary: klasa blazarów obejmuje mające wiele cech wspólnych kwazary o silnejzmienności oraz lacertydy. Oba te typy obiektów cechują znaczne wahania jasności,ich dżety skierowane są bezpośrednio w kierunku Ziemi, oba są też radiowo głośne.Czy rzeczywiście potrzeba nam osobnej klasy na oznaczenie kwazarów o silnejzmienności oraz obiektów typu BL Lac? Nie jestem o tym do końca przekonany. Mójprzyjaciel, dr Hong-Yee Chiu, stał się sławny w świecie naukowym za ukucie terminu„kwazar”. Termin „blazar” wymyślił z kolei kilka lat później jego przyjaciel, profesorEdward Spiegel. Jeśli więc odkryjesz jakiś nowy, nieznany typ obiektu lub napiszeszjedną z czołowych prac na jego temat, być może dostąpisz zaszczytu nadania mu nazwy.Pamiętaj: proste dodanie końcówki „-ar” do Twojego nazwiska nie jest uznawane; nazwapowinna nawiązywać do właściwości fizycznych nowo odkrytego obiektu, a nie opiewaćodkrywcę.

Radiogalaktyki to galaktyki ze stosunkowo słabym aktywnym jądrem, będące silnymźródłem promieniowania radiowego. Większość najsilniejszych radiogalaktyk to gigantycznegalaktyki eliptyczne. Emitowane przez nie strumienie materii (dżety) przenoszą energięz jądra do olbrzymich, pozbawionych gwiazd „radioobłoków” położonych daleko pozagalaktyką macierzystą i o wiele od nich większych. Zazwyczaj obserwuje się obecnośćdwóch obłoków radiowych, występujących po przeciwległych stronach galaktyki.

Galaktyki Seyferta: spiralne galaktyki z aktywnymi jądrami w centrach. Szerokimiliniami emisyjnymi i szybkimi zmianami jasności przypominają „rasowe” kwazary.Obiekty tego typu zawierają jasne jądra, nie osiągają one jednak (jak kwazary) jasnościstukrotnie większej niż goszczące je galaktyki. Co za tym idzie, ich otoczenie nie nikniew oszałamiającym blasku aktywnego jądra typu Seyferta.Jądra typu Seyferta nie są dla galaktyk zbyt wymagającymi gośćmi. Przypominajądrugorzędnego kandydata na posła, który w ramach swojej kampanii wyborczejprzybywa do odległego miasteczka w mało istotnym okręgu, bez rozgłosu i fanfar.Okoliczni mieszkańcy wiedzą co prawda, że zaplanowane jest spotkanie, jednak zamiasttłumnie zjawić się, by powitać gościa, pozostają w domach, oddając się tradycyjnymzajęciom. Uczonym, który zapoczątkował badania nad tym typem galaktyk i ich jądrami,był amerykański astronom Carl Keenan Seyfert.

Aktywne jądra galaktyk: to się nazywa siła!Wszystkie wymienione typy galaktyk aktywnych mają jedną cechę wspólną: „napędzane” sąenergią wytwarzaną w jakiś sposób w pobliżu supermasywnych czarnych dziur w ich centrach.

Znajdujące się w sąsiedztwie supermasywnej czarnej dziury gwiazdy krążą wokół centrumgalaktyki macierzystej z ogromnymi prędkościami. Pomiar ich prędkości to jedno z narzędzi,którymi posługują się astronomowie w celu obliczenia masy czarnej dziury. Ustalenie ichprędkości, a także prędkości obłoków gazowych orbitujących wokół czarnych dziur, jestmożliwe dzięki pomiarowi przesunięć dopplerowskich w widmie ich światła. Nie byłoby tomożliwe, gdyby nie potężne teleskopy, takie jak teleskop Hubble’a (więcej na temat efektuDopplera przeczytasz w rozdziale 11.). Prędkości wskazują nam masę centralnego obiektu.W pewnej odległości od centrum małomasywnej czarnej dziury gwiazdy orbitują w wolniejszymtempie.

W przypadku kwazara lub dużych rozmiarów radiogalaktyki mającej postać galaktyki eliptycznejsupermasywna czarna dziura może mieć masę ponad miliard razy większą niż masa Słońca.W galaktykach Seyferta masa czarnej dziury jest równa masie około miliona Słońc.


Galaktyki aktywne świecą za sprawą czarnych dziur, a raczej zasysanej przez nie materii. Abyemitować światło, kwazar potrzebuje rocznie materii odpowiadającej masie dziesięciu Słońc.

Gdyby z jakichś przyczyn dopływ materii do czarnej dziury ustał, ona sama przestałaby ujawniaćswoje istnienie poprzez otaczający ją blask, obecność fal radiowych, dżetów o ogromnej prędkościczy silnego promieniowania rentgenowskiego. Podobnie jak dzieci, które aby zachowaćaktywność w czasie dalszych lekcji, potrzebują drugiego śniadania, tak samo otoczenie czarnejdziury świeci jedynie wtedy, gdy dostarczana jest jej materia w wystarczających ilościach.Niewykluczone, że supermasywne czarne dziury czają się w centrach znacznej części galaktyk,jednak w większości przypadków materia nie wpada w ich żarłoczne paszcze. Co za tym idzie,kwazary i inne typy aktywnych jąder obserwujemy jedynie w niewielkiej części galaktyk.

Ujednolicony model aktywnych jąder galaktykUjednolicony Model Aktywnych Jąder Galaktyk to teoria zakładająca, iż znaczna część aktywnychjąder reprezentuje w istocie ten sam typ obiektu, a ich pozorne różnice wynikają jedyniez prozaicznego faktu przeprowadzania obserwacji pod różnymi kątami. Według autorówkoncepcji emitowane przez jądra dżety bądź obecne w ich pobliżu dyski akrecyjneobserwowane pod odmiennym kątem wydają nam się całkiem różne, podobnie jak człowiekoglądany z profilu i en face. Każdy ma jakąś pozę, w której prezentuje się szczególniekorzystnie: pod właściwym kątem nawet podbródek Jaya Leno nie będzie wydawał się aż takwielki. Według założeń teorii czarne dziury zasysają materię ze zróżnicowaną szybkością i jestto jedyny powód, dla którego niektóre aktywne jądra galaktyk (otrzymujące większą ilośćmaterii na sekundę aniżeli inne) wyróżniają się jasnością. Na temat Ujednoliconego ModeluAktywnych Jąder Galaktyk powstają corocznie dziesiątki, jeśli nie setki prac i jak to zwyklebywa, część z nich dowodzi słuszności teorii, część zaś nie pozostawia na niej suchej nitki.

Myślę, że uzyskane dotychczas dane świadczą niezbicie o różnicach pomiędzy poszczególnymitypami aktywnych jąder galaktyk, dowodzą one jednak również i licznych podobieństw.Astronomowie potrzebują jednak dalszych informacji — zanim jednomyślnie zaaprobujemyUjednolicony Model lub jakąkolwiek inną koncepcję dotyczącą aktywnych jąder, czeka nasjeszcze długa droga. A jakie jest Twoje zdanie na ten temat? Całkiem możliwe, że badaniafinansowane są również z Twoich podatków, masz więc pełne prawo zabrać głos.

Co było pierwsze: czarna dziura czy galaktyka?Dokonane niedawno odkrycie z pewnością ucieszyłowszystkich miłośników kwazarów: naukowcy odkryliprostą matematyczną zależność pomiędzy superma-sywną czarną dziurą a otaczającą ją galaktyką. Poło-żony w centrum większości galaktyk obszar nosi na-zwę zgrubienia. Nawet stosunkowo płaska galaktykaspiralna ma zgrubienie, którego wielkość bywa różna.W przypadku galaktyk eliptycznych za zgrubienie uwa-żana jest cała galaktyka. Astronomowie odkryli, żemasa czarnej dziury znajdującej się pośrodku zgru-bienia jest zawsze zbliżona do 0,2% masy całegozgrubienia. Wygląda to tak, jak gdyby galaktykapłaciła na rzecz czarnej dziury w swoim wnętrzu

zaledwie 0,2 procentowy podatek (szkoda, że nieczytają tego urzędnicy naszego fiskusa).

Ta nieoczekiwanie odkryta właściwość czarnych dziuri ich galaktyk-gospodarzy w jakiś sposób musi byćzwiązana z procesem ich formowania się, jednak jakdo tej pory naukowcom nie udało się rozwikłać tejzagadki. Czy to duża galaktyka kształtuje się wokółmasywnej czarnej dziury, czy też może to duża czarnadziura powstaje wewnątrz gigantycznych galaktyk o pę-katych zgrubieniach? Najtęższe umysły wciąż ścierająsię ze sobą w tej kwestii. „Batalia o zgrubienia” trwa.

Część IV

Nasz niezwykły wszechświat

236 Część IV: Nasz niezwykły wszechświat

W tej części…ajrzyj tu, jeśli potrzebujesz odmiany, czegoś, co pobudzi Twójumysł prowokującymi do myślenia koncepcjami i teoriami. Zaszyj

się w łóżku z czymś na rozgrzewkę i zanurz się w pasjonujący światposzukiwań pozaziemskiej inteligencji (SETI). Ciekawi Cię, czynaukowcom udało się znaleźć jakiekolwiek ślady istnienia małych zielonychludzików? Dowiedz się o ciemnej materii, ciemnej energii i antymaterii(zgadza się, antymateria istnieje w realnym świecie, nie tylko w umysłachtwórców gatunku science fiction). A gdy stwierdzisz, że jesteś jużgotowy, wybierz się w podróż przez czas: poznaj początki wszechświata,jego teraźniejszość, jak i przyszłość.

Z

Rozdział 14: Czy ktoś tam jest? SETI i pozasłoneczne układy planetarne 237

Rozdział 14

Czy ktoś tam jest?SETI i pozasłoneczne

układy planetarneW tym rozdziale:► Stawiamy czoła równaniu Drake’a.► Poznajemy projekt SETI i uczestniczymy w nim.► Wypatrujemy planet pozasłonecznych.

szechświat jest jednocześnie przeraźliwie pusty i niezwykle zróżnicowany. Czy jednakdzielimy to bezkresne, rozgwieżdżone królestwo z innymi istotami rozumnymi? Każdy

miłośnik Gwiezdnych wojen lub bywalec lokalnego multipleksu, w którym wyświetlane są filmyrodem z Hollywood, odpowie bez wahania, że kosmos aż roi się od Obcych (których większośćdziwnym zrządzeniem losu mówi doskonałą angielszczyzną).

Jaka jest jednak opinia naukowców? Czy życie pozaziemskie rzeczywiście istnieje? Większośćbadaczy skłania się ku tej tezie, niektórzy nawet szukają na to dowodów. Jeden z najbardziejznanych projektów naukowych mających na celu nawiązanie kontaktu z istotami pozaziemskimiznany jest pod nazwą SETI (rymuje się z „yeti”), od jego angielskiej nazwy Search forExtra-Terrestrial Intelligence (Poszukiwania Pozaziemskiej Inteligencji). Istnieją również inneprogramy, takie jak poszukiwanie prymitywnych form życia na Marsie i niektórych księżycachplanet zewnętrznych, projekt SETI stawia sobie jednak najambitniejsze cele: odnalezieniepozaziemskich cywilizacji posiadających zdolność emitowania w przestrzeń kosmiczną sztuczniewytworzonych sygnałów.

Dlaczego tak wielu naukowców bierze za pewnik istnienie inteligentnych form życia pozaZiemią? To optymistyczne nastawienie bierze się głównie z faktu, iż w skali kosmosu naszaplaneta nie wyróżnia się niczym szczególnym. Również i Słońce jest ważne jedynie z ziemskiejperspektywy — we wszechświecie jest ono typowym średniakiem. Już w samej DrodzeMlecznej znajduje się 10 miliardów podobnych gwiazd. Jeśli ta liczba nie robi jeszcze na Tobiewrażenia, wiedz, że w polu widzenia naszych teleskopów jest ponad 100 miliardów innychgalaktyk. Zmierzam do tego, że w obserwowanym przez nas wszechświecie jest więcej planettypu słonecznego niż źdźbeł trawy na Ziemi. Założenie, że jedynie na naszym źdźble możewydarzyć się coś interesującego, jest (by ująć to delikatnie) dość śmiałe. Dla naszego — Ziemian— poczucia wartości będzie to może mało budujące, ale musimy uzmysłowić sobie, że Ziemiawcale nie musi być rozumnym pępkiem wszechświata.

W


W jaki sposób odnaleźć naszych kosmicznych braci? Nie możesz ot tak, po prostu, odwiedzićich w ich odległych domostwach. Podróż statkiem kosmicznym do odległych systemówplanetarnych to sprawa prosta jedynie w studiach filmowych Hollywood. Z naukowegopunktu widzenia jest to wyzwanie, któremu dziś nie jesteśmy w stanie sprostać. Wydajnośćkonstruowanych obecnie napędów pozwala na osiągnięcie zawrotnej, mogłoby się wydawać,prędkości ponad 45 tysięcy kilometrów na godzinę. Tymczasem, aby dolecieć napędzanymnimi wahadłowcem do alfa Centauri, najbliższego „przystanku” na drodze do gwiazd, potrzebabyłoby tysiącleci. Szybsze rakiety, konstruowane w celach teoretycznych, potrzebowałybymniej czasu, jednak kosztem ogromnych ilości zużywanego paliwa.

Minęło już prawie pół wieku, od kiedy amerykański astronom Frank Drake podjął pierwszepróby nawiązania kontaktu z Obcymi. Jak dotychczas naszym teleskopom nie udało się wychwycićani jednego sygnału, który bez najmniejszych wątpliwości pochodziłby od pozaziemskich istotrozumnych. Miejmy jednak na uwadze, że do tej pory nasze poszukiwania były znacznieograniczone. Wraz z postępem technologicznym (i mam nadzieję, że również ze wzrostemnakładów) nasze szanse na sukces rosną. Niewykluczone, że któregoś dnia astronomowieodbiorą niezidentyfikowany sygnał z ciemnych głębin kosmosu. Kto wie, może zaszyfrowanaw nim będzie cenna lekcja: sens życia albo przynajmniej wytłumaczenie nieznanych nam prawfizyki? Jedno jest natomiast pewne: uświadomimy sobie dzięki temu, że nie jesteśmy jedynymidziećmi na kosmicznym placu zabaw.

Równanie Drake’a i projekt SETIChoć ograniczenia natury technicznej uniemożliwiają nam póki co podróż do odległychcywilizacji, badacze usilnie starają się znaleźć dowody istnienia zaawansowanej techniczniepozaziemskiej inteligencji poprzez nasłuch dochodzących z przestrzeni kosmicznej fal radiowych.W roku 1960 amerykański astronom Frank Drake przeprowadził pierwszą serię eksperymentówpolegających na analizie szumu radiowego dochodzącego z położonych blisko Ziemi gwiazdtypu słonecznego: tau Ceti i epsilon Eridani. Podczas badań, nazwanych projektem Ozma,Drake posługiwał się radioteleskopem o średnicy 25 metrów, zlokalizowanym w Green Bankw stanie Zachodnia Wirginia. Jeśli obejrzałeś film Kontakt, wiesz już, że radioteleskop toprzyrząd przypominający pokaźnych rozmiarów antenę satelitarną (zobacz rysunek 14.1).Drake podłączył swój radioteleskop do czułego odbiornika pracującego na częstotliwości1420 MHz (częstotliwość powszechnie występującego w przestrzeni kosmicznej wodoru,leżąca w zakresie mikrofal), a następnie skierował antenę w stronę wymienionych gwiazd.

Podczas eksperymentu Drake’owi nie udało się co prawda usłyszeć głosów Obcych, jednakjego prace wywołały w środowisku naukowym olbrzymi oddźwięk, wzbudzając entuzjazmdo poszukiwań. Rok później, w listopadzie 1961 roku, podczas pierwszej konferencjiw ramach nowego programu SETI Drake zaproponował słynne równanie wyznaczające liczbęmożliwych do zaobserwowania cywilizacji zamieszkujących naszą Galaktykę. Formuła znanajest jako równanie Drake’a (entuzjaści matematyki znajdą ten nieskomplikowany i krótki wzórw zakładce „Rozwiąż równanie Drake’a” w dalszej części rozdziału). Jej logika jest prosta.Chodzi o to, aby obliczyć N — liczbę istniejących w Drodze Mlecznej cywilizacji, z którymimożliwe jest nawiązanie komunikacji radiowej. N w oczywisty sposób zależy od liczby nowychgwiazd powstających co roku w Galaktyce, pomnożonej przez liczbę gwiazd posiadającychsystemy planetarne, pomnożonej przez liczbę… wystarczy, zainteresowani przeczytająo tym w zakładce.


Rysunek 14.1.Radioteleskopto nic innego

jak wyspecjali-zowana antena.

Za pomocączułych odbior-

ników astro-nomowie na-

słuchująsygnałów do-

chodzącychz głębin ko-

smosu

Dzięki uprzejmości Setha Shostaka

Równanie Drake’a to niezwykle kuszące wyzwanie i daję głowę, że próbując je rozwiązać,zaimponujesz swoim znajomym podczas towarzyskich spotkań. Lecz cóż z tego: choć znamylub potrafimy choćby w przybliżeniu podać wartość kilku parametrów równania (takich jakszybkość formowania się gwiazd mogących posiadać systemy planetarne czy liczba gwiazd jużje posiadających), to nie mamy żadnej popartej dowodami wiedzy na temat takich czynników,jak liczba planet, na których wykształciły się inteligentne formy życia, czy długość istnieniacywilizacji technologicznej. Równanie Drake’a w dalszym ciągu czeka więc na rozwiązanie.

Projekty SETI: nasłuchując E.T.Naukowcy pracujący obecnie w ramach programu SETI idą w ślady jego organizatora, FrankaDrake’a: za pomocą wielkich radioteleskopów przeczesują fale radiowe dobiegające z kosmosu,usiłując wychwycić transmisję radiową z odległej galaktyki.

Dlaczego jednak wybór padł właśnie na radioteleskopy? Fale radiowe rozchodzą się z prędkościąświatła i z łatwością przenikają obłoki gazowo-pyłowe w przestrzeni międzygwiezdnej.Dodatkowo konstruowane obecnie odbiorniki radiowe charakteryzują się niezwykłą czułością,a ilość energii niezbędnej do przesłania z gwiazdy do gwiazdy wykrywalnego sygnału radiowego(przy założeniu, że Obcym udało się zbudować antenę o średnicy co najmniej 30 metrów)jest nie większa niż ta, jaką pochłaniają nadajniki Twojej lokalnej stacji telewizyjnej.

Załóżmy, że w kosmicznym szumie udało się wyodrębnić interesujący sygnał. Skądprzypuszczenie, że pochodzi on od zaawansowanych technologicznie cywilizacji? Otóż wiedz,że naukowcy nie oczekują przekazanej drogą radiową wartości liczby π czy innego prostego


komunikatu dowodzącego ukończenia przez Obcych co najmniej szkoły średniej. Badaczypracujących w ramach projektu SETI interesują jedynie transmisje radiowe w wąskich pasmachczęstotliwości.

Jak sama nazwa wskazuje, transmisje wąskopasmowe pojawiają się w wąskim zakresie falradiowych, a wytwarzać mogą je jedynie specjalnie skonstruowane nadajniki. Kwazary,pulsary, a nawet zimny wodór — wszystkie one emitują fale radiowe, te jednak cechują sięszerokim zakresem długości fali. Wąskie strumienie transmisji to stuprocentowy dowódistnienia nadajnika, obecność nadajnika to zaś bezdyskusyjne potwierdzenie istnieniazaawansowanej technologicznie cywilizacji. Aby zbudować nadajnik, potrzeba bowiem nielada wiedzy (o lutownicy nie wspominając).

Rozwiąż równanie Drake’aNaukowcy często posługują się równaniem Drake’ajako punktem wyjścia do rozważań na temat prac w ra-mach projektów SETI i szans na nawiązanie łącznościz pozaziemskimi istotami rozumnymi. Równanie jestnieskomplikowane, a wymagana do jego rozwiązaniawiedza nie wykracza poza to, czego nauczyłeś sięw szkole podstawowej.

Rozwiązaniem równania jest liczba N — liczba zamiesz-kujących Drogę Mleczną cywilizacji na tyle rozwinię-tych technologicznie, że możliwe jest nawiązanie z nimikomunikacji radiowej. Tak samo jak w przypadku Bibliiistnieje kilka wersji równania Drake’a. Poniżej widziszjego najczęściej spotykaną postać w całej swojej oka-załości:

N = R* × fp × ne × fl × fi × fc × L

R* to wskaźnik tempa, z jakim co roku w DrodzeMlecznej powstają gwiazdy typu słonecznego o dłu-gim czasie trwania i zdolne uformować wokół sie-bie planety, na których mogłoby powstać życie.Jak obliczono, w naszej Galaktyce znajduje sięokoło 300 miliardów gwiazd. Zakładając, że DrogaMleczna liczy sobie 13 miliardów lat, wartość R*wynosi nieco ponad 2 na rok (zaledwie 1 na 10gwiazd jest na tyle zbliżona masą i jasnością doSłońca, by mogły krążyć wokół niej zamieszkaneplanety). fp to liczba gwiazd o parametrach zbliżonych do Słoń-ca, które mają planety. Astronomowie nie znajądokładnie jej wartości, wiemy jednak, że planetymogą krążyć wokół co najmniej 10% znanych namgwiazd w Galaktyce, a niewykluczone, że ich od-setek jest znacznie większy.

ne — średnia liczba przypadających na gwiazdęplanet, na których panują odpowiednie warunki dorozwinięcia się życia. W przypadku Układu Sło-necznego wskaźnik ten wynosi 1 (Ziemia); mógłbybyć wyższy, gdyby uwzględnić w rachubach Mar-sa oraz niektóre spośród satelitów Jowisza i Sa-turna. Nie znamy jego wartości dla innych syste-mów, toteż „domyślnie” wynosi ona również 1.fl to liczba planet o charakterystyce właściwej dopowstania życia, na których życie rzeczywiścieistnieje. Z dużą dozą prawdopodobieństwa może-my założyć, że jest ich niemało. fi — liczba planet zamieszkiwanych przez inteli-gentne cywilizacje. Współczynnik ten wzbudzanaturalnie liczne kontrowersje, gdyż to, co nazy-wamy „inteligencją”, może być rzadkim przypad-kiem w ewolucji biologicznej. fc to liczba inteligentnych cywilizacji zaawanso-wanych na tyle, by wynaleźć technologię wytwa-rzania nadajników radiowych lub lasera. Większośćz nich zapewne to potrafi. L, ostatnia z niewiadomych, to średni czas istnie-nia takich cywilizacji. To bardziej domena socjologiiniż astronomii, Twoja propozycja może być więctak samo bliska prawdy jak moja, a kto wie, czynie bliższa.

Wartość N zależy od doboru wartości poszczególnychniewiadomych. Pesymiści są przekonani, że N wynosidokładnie 1 (co oznacza, że jesteśmy sami w DrodzeMlecznej). Amerykański astronom Carl Sagan twierdzi,że może to być nawet milion. A co mówi sam Drake?„Około 10 tysięcy”. Umiar w każdym calu. Odwiedźstronę www.seti.org i samodzielnie, wpisując własnewartości, zmierz się z równaniem Drake’a.

http://www.seti.org


Kolejnym kryterium, jakie musi spełnić przechwycony w ramach SETI sygnał, zanim zostanieuznany za komunikat od Obcych, musi być ciągłość. Innymi słowy, sygnał musi być słyszalnyza każdym razem, gdy skierujemy radioteleskop w stronę, z której dobiega. Jeśli bowiemzostanie zarejestrowany tylko raz, jego potwierdzenie nie będzie możliwe i zostanie on uznanyza zakłócenie spowodowane przelotem satelity, błąd oprogramowania lub po prostu psikusuzdolnionego technicznie studenta.

W kolejnych podrozdziałach omówię kilka projektów w ramach programu SETI, podpowiemCi też, jak sam możesz włączyć się w poszukiwania.

Lot feniksaJednym z donioślejszych eksperymentów przeprowadzonych dotychczas w ramach SETI byłprojekt Phoenix, realizowany w latach 1995 – 2004 przez Instytut SETI w Mountain View(Kalifornia). Phoenix był następcą programu Congress, prowadzonego w 1993 roku przezNASA, również w ramach SETI (od tamtego czasu środki na realizację programów SETIw Stanach Zjednoczonych pochodzą wyłącznie od prywatnych sponsorów).

W przypadku Phoenixa posłużono się odmienną od innych projektów metodą poszukiwań:zamiast żmudnie przeczesywać teleskopami rozległe połacie nieba, skupiono się na gwiazdacho określonych właściwościach fali radiowej, co w żargonie SETI nosi nazwę poszukiwańukierunkowanych. Badanie dużych obszarów sfery niebieskiej ma co prawda zaletę w postaciobjęcia obserwacją większej części nieba, jednak skoncentrowanie się na pobliskich gwiazdachtypu słonecznego pozwala na odbiór znacznie słabszych sygnałów. Projekt realizowany był zapomocą kilku teleskopów, w tym potężnego, liczącego 305 metrów średnicy radioteleskopuw Arecibo na karaibskim Portoryko (zobacz rysunek 14.2) — największego tego typuurządzenia na świecie.

Rysunek 14.2.Potężny radio-

teleskopw Arecibo naPortoryko —jeden z tele-

skopów biorą-cych udziałw projekcie

Phoenix



W ramach projektu Phoenix (oraz szeregu innych projektów w ramach programu SETI)badacze poszukiwali sygnałów emitowanych w zakresie mikrofalowym promieniowaniaelektromagnetycznego. Mikrofale, oprócz najbardziej znanego zastosowania, jakim jestpodgrzewanie posiłków w kuchence mikrofalowej, są — z dwóch powodów — ulubionymprzez naukowców z SETI medium i kanałem łączności:

W zakresie mikrofal kosmos jest stosunkowo cichy i występuje w nim mniejsza ilośćnaturalnych zakłóceń (E.T. z pewnością o tym wie).

Wodór, najpowszechniej występujący w kosmosie pierwiastek, emituje naturalny sygnałna częstotliwości 1420 MHz, mieszczącej się w zakresie mikrofal. Każdy znający się naswoim fachu „obcy” radiooperator powinien zdawać sobie sprawę z istnienia takiegokosmicznego markera. Być może poprzez emisję sygnału o częstotliwości zbliżonej dowodoru zechce on zwrócić naszą uwagę (bądź uwagę innej cywilizacji we wszechświecie).

Należy mieć jednak świadomość, że naukowcy nie znają dokładnej częstotliwości, na którejmoże pojawić się transmisja z kosmosu. Obejmując nasłuchem jak najszerszy zakres fal,naukowcy pracujący w ramach projektu Phoenix skanowali jednocześnie miliony kanałów(co z biegiem czasu przełożyło się na sprawdzenie miliardów kanałów dla każdej gwiazdy,w której kierunku skierowano teleskop).

W momencie ostatecznego zakończenia działalności projektu obserwacyjnego Phoenix wiosną2004 roku naukowcy gruntownie sprawdzili około 750 systemów planetarnych przypominającychnasz Układ Słoneczny. Nie udało się znaleźć ani jednego ciągłego sygnału, który bez żadnychwątpliwości zostałby nadany przez przedstawicieli inteligentnych cywilizacji pozaziemskich.Wysiłki badaczy nie poszły jednak na marne: dzięki projektowi Phoenix nauczyliśmy się, jakskonstruować urządzenie zdolne w ciągu kilku dekad przeskanować ponad milion systemówplanetarnych. Tak oto powstał Allen Telescope Array, o którym przeczytasz w kolejnympodrozdziale.

Przeczesujemy kosmos— inne projekty w ramach SETIOto kilka spośród najważniejszych, realizowanych obecnie projektów w ramach SETI:

SERENDIP — Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed IntelligentPopulations (Poszukiwania Pozaziemskich Emisji Radiowych z Pobliskich Inteligentnychi Zaawansowanych Technologicznie Cywilizacji) to program działający od 1978 rokuprzy Uniwersytecie Kalifornijskim w Berkeley. Naukowcy pracujący przy projekciewykorzystują radioteleskop w Arecibo, „podłączając” się do wykonywanych przez instrumentobserwacji. W ten sposób prowadzą oni nasłuch niezależnie od tego, czy teleskop w danejchwili skierowany jest w kierunku pulsara, kwazara czy innych, naturalnych obiektów.Pozornie chaotyczne i pozbawione planu poszukiwania mają jednak niepodważalnąkorzyść: materiał badawczy jest pozyskiwany bez przerwy, każdego dnia.

Southern SERENDIP (SERENDIP Południowy) prowadzony przez australijską„rezydenturę” programu SETI — SETI Australia Centre w Nowej Południowej Walii.Centrum wykorzystuje 64-metrowy radioteleskop zlokalizowany w Parkes, kilkasetkilometrów na zachód od Sydney, w okolicy pełnej komarów i owiec. Zgodnie zespecjalnością projektu również SERENDIP Południowy korzysta z urządzenia niejako„przy okazji”, na co dzień radioteleskop jest bowiem użytkowany przez naukowcówinnych instytucji badawczych, którzy decydują o wykorzystaniu urządzenia.


Współpraca Instytutu SETI i Laboratorium Radioastronomii Uniwersytetu w Berkeleyzaowocowała realizowanym obecnie projektem budowy kompleksu radioteleskopównazwanym Allen Telescope Array (ATA), w założeniu przeznaczonym wyłącznie docelów programu SETI. Całość składa się z 350 niewielkich (około sześciometrowejśrednicy) anten mających postać teleskopu Gregory’ego, rozrzuconych na 130-hektarowymterenie w Hat Creek, około 500 kilometrów na północny-wschód od San Francisco(zobacz rysunek 14.3). Pierwszym realizowanym tam w ramach SETI eksperymentembyło przeskanowanie najbardziej obiecujących pod względem obecności pozaziemskichsygnałów najgęstszych rejonów Drogi Mlecznej.350 anten składających się na ATA przypomina ogromną grupę pływaków synchronicznych:wszystkie skierowane są w tym samym kierunku. Jednak w odróżnieniu od urządzeńwcześniejszych typów anteny są w stanie jednocześnie nasłuchiwać sygnały z kilkupotencjalnie interesujących systemów planetarnych. Znacznie przyspiesza to zaplanowaneposzukiwania, podobnie jak fakt, że kompleks jest do wyłącznej dyspozycji naukowcówz programu SETI. To niewątpliwie najbardziej ambitny spośród istniejących obecnieprojektów w ramach SETI; pełną „moc” osiągnął przed rokiem 2010.

Rysunek 14.3.Po zakończeniu

budowy AllenTelescopeArray ma

składać sięz 350 antenrozsianych

na 130-hekta-rowym tereniew stanie Kali-

fornia

Dzięki uprzejmości Instytutu SETI

Oprócz eksperymentów ukierunkowanych na nasłuch fal radiowych dobiegających z kosmosuw ramach SETI prowadzone są również badania fal optycznych, zwane Optical SETI (OptycznePoszukiwanie Cywilizacji Pozaziemskich). Naukowcy, zamiast wsłuchiwać się w galaktycznyszum, wypatrują krótkich, lecz niezwykle jasnych rozbłysków lasera, wyemitowanych byćmoże przez cywilizacje chcące nawiązać z nami kontakt. Do poszukiwań w ramach OpticalSETI wykorzystywane są standardowe teleskopy zwierciadlano-soczewkowe, wyposażonedodatkowo w najnowocześniejszą aparaturę elektroniczną do wykrywania i rejestracji impulsówlasera Obcych. Obserwacje tego typu są prowadzone na Uniwersytecie Kalifornijskim w Berkeley,w Obserwatorium Lick (należącym do Uniwersytetu Kalifornijskiego) oraz na UniwersytecieHarvarda.


Choć istnieje możliwość, że sygnał świetlny nadany z odległej planety zniknie w blasku jejgwiazdy, za pomocą zwierciadła można z łatwością skupić promień lasera. Impuls wysłanyza pomocą takiego laserowego nadajnika przez miliardowy ułamek sekundy jest bowiemjaśniejszy niż gwiazda! Poszukiwanie komunikatów optycznych nadawanych za pomocąbłysków nie jest więc pozbawione sensu. Naukowcy pracujący w ramach Optical SETIprzećwiczyli swoje teleskopy na kilku tysiącach pobliskich gwiazd. Jak dotąd — bez skutku.

Na stronie internetowej Instytutu SETI (www.seti.org) znajdziesz linki do witryn większościnajważniejszych programów realizowanych w jego zakresie. Znajdziesz je również na stronieStowarzyszenia Planetarnego pod adresem http://planetary.org/special/seti.

Dołącz do projektu SETI!Również i Ty możesz wziąć udział w niektórych programach SETI:

SETI@home, część programu SERENDIP (więcej na jego temat przeczytaszw poprzednim podrozdziale), to projekt działający w oparciu o wykorzystywaniewolnych mocy obliczeniowych internautów-wolontariuszy. Zajrzyj na jego stronęinternetową (http://setiathome.ssl.berkeley.edu/), skąd możesz pobrać całkowicie darmowywygaszasz ekranu. Po zainstalowaniu oprogramowania Twój komputer będzie łączył sięz serwerem w Berkeley, z którego będzie pobierał pakiety danych w postaci nagrań szumukosmicznego. Klient zaimplementowany w wygaszaczu ekranu będzie przetwarzaćdostarczone dane w poszukiwaniu sygnałów wyemitowanych przez pozaziemskąinteligencję. Po kilku dniach (w zależności od tego, jak często korzystasz z komputera)wyniki zostaną odesłane na serwer w Berkeley.

SETI League z siedzibą w malowniczym New Jersey poszukuje radioamatorów dowspólnych poszukiwań istot rozumnych. Jedynym warunkiem jest posiadanie własnejprzydomowej anteny odbiorczej. Stań się poszukiwaczem-samoukiem: przy niewielkimwsparciu technicznym ze strony League zbudujesz odpowiedni odbiornik, a niezbędnedo poszukiwania sygnałów oprogramowanie pobierzesz ze strony projektu. Jeśli jesteśmaniakiem elektroniki, to może być coś dla Ciebie. Odwiedź stronę SETI League podadresem www.setileague.org.

Choć szanse na odnalezienie przez Ciebie sygnału wyemitowanego przez przedstawicielirozumnej cywilizacji są niewielkie, wciąż jednak istnieją. Kto wie? Może to właśnie Tobieprzypadnie w udziale zaszczyt zjedzenia obiadu z królem Szwecji po odebraniu przez CiebieNagrody Nobla?

W poszukiwaniu innych planetJedną z niewiadomych słynnego równania Drake’a jest fp — liczba gwiazd typu słonecznego,w których przypadku dowiedziono istnienia krążących wokół nich planet (więcej szczegółówznajdziesz w zakładce „Rozwiąż równanie Drake’a” we wcześniejszej części rozdziału).Astronomowie od dziesiątek lat mieli pewność, że planety występują w kosmosie powszechnie.O istnieniu innych, poza Ziemią, planet świadczył bowiem ich zdaniem fakt, iż narodzinomkażdej gwiazdy nieodmiennie towarzyszą ogromne ilości pozostałej materii — bezładnychobłoków gazu i pyłu, które mogą przekształcić się w małe, krążące wokół gwiazd macierzystychplanety.

http://www.seti.org

http://planetary.org/special/seti

http://setiathome.ssl.berkeley.edu/

http://www.setileague.org


Tyle teoria. Znalezienie w bezkresnych otchłaniach kosmosu prawdziwej planety krążącejwokół gwiazdy jest niezwykle trudnym wyzwaniem. Nie można przecież skierować teleskopuw stronę pobliskiej gwiazdy i liczyć, że dostrzeże się jej planety, te bowiem są zbyt małe, nadodatek nikną w oślepiającym blasku swojego słońca. Spróbuj wyobrazić sobie wypatrzeniez odległości 15 tysięcy kilometrów szklanej kulki znajdującej się 25 metrów od silnej żarówki,a uzmysłowisz sobie skalę problemu.

Pomimo tych zniechęcających trudności naukowcom udało się odkryć planety poza UkłademSłonecznym. Dokonali tego jednak, nie wypatrując ich na zdjęciach, lecz:

mierząc niewielkie zaćmienia gwiazd wywołane przejściem planet na ich tle;

cierpliwie monitorując niewielkie ruchy wytypowanych gwiazd, wywołane obecnościąplanet w ich pobliżu.

Pierwsza z metod zakłada, że obserwowany i „podejrzewany” o istnienie planet systemgwiezdny jest skierowany w odpowiednią stronę względem Ziemi. W takim przypadkuposzczególne planety — jednokrotnie w czasie pełnego obiegu wokół gwiazdy — przejdą najej tle. Mające wtedy miejsce „minizaćmienia” na krótko, lecz zauważalnie redukują jasnośćobserwowanej z Ziemi gwiazdy. Zmiana jasności jest niewielka: przechodzące na tle gwiazdyolbrzymie planety wielkości Jowisza powodują jej pociemnienie o zaledwie 1%. To niewiele,jednak profesjonalnym astronomom wyposażonych w nowoczesny sprzęt całkowicie wystarcza.

Dzięki tej technice, znanej jako obserwacja tranzytów, udało się potwierdzić istnienie kilkudziesięciuplanet pozasłonecznych, jednak większość tego typu obcych światów, zaobserwowana od 1995roku, zawdzięcza swoje odkrycie drugiej z metod: pomiarowi niewielkich ruchów gwiazd nasferze niebieskiej, wywołanych przez krążące wokół nich planety.

Gwiazda i krążąca wokół niej planeta obiegają wspólny środek masy, a to oznacza, że obaobiekty poruszają się. Orbitując, znajdują się w zasięgu swojego oddziaływania grawitacyjnego.Jednym słowem, gwiazda przyciąga planetę, powodując jej ruch, i na odwrót: planeta przyciągagwiazdę, sprawiając, że ta zmienia swoje położenie, to zbliżając się do Ziemi, to oddalając sięod niej. Masa planety jest o wiele mniejsza aniżeli masa gwiazdy, zatem prędkość przemieszczaniasię w przypadku tej ostatniej jest zazwyczaj niewielka i wynosi około 80 km/h (prędkośćplanety może przekraczać wartość 16 000 km/h). Wyposażeni w precyzyjne spektroskopy— urządzenia, które za pomocą wbudowanego pryzmatu rozszczepiają wpadające do nichświatło białe na barwy składowe — astronomowie „polują” na niewielkie anomalie w postaciefektu Dopplera (więcej szczegółów na jego temat znajdziesz w rozdziale 11.), spowodowanenieznacznymi zmianami położenia gwiazdy. Dzięki analizie tego leniwego „kołysania się”gwiazd udało się jak do tej pory odkryć około 300 planet pozasłonecznych.

W kolejnych podrozdziałach przeczytasz o najciekawszych odkrytych do tej pory planetachpozasłonecznych, opowiem Ci również o dalszych planach co do poszukiwań kolejnych.

51 Pegasi i jej gorący partnerPierwszy pozasłoneczny układ planetarny odkrył polski astronom Aleksander Wolszczan.Znalezione przez niego w roku 1991 planety obiegają nietypową gwiazdę – pulsara o nazwiePSR 1257+12. Odkrycie było możliwe dzięki obserwacjom radiowym. Natomiast laur odkrywcypierwszej planety w pobliżu gwiazdy podobnej do Słońca przypadł duetowi szwajcarskichnaukowców: Michelowi Mayorowi i Didierowi Quelozowi, którzy swój sukces obwieścilijesienią 1995 roku. Ich odkrycie wywołało w środowisku naukowym niemałe zakłopotanie,głównie z powodu zawrotnej prędkości, z jaką „nowa” planeta krąży wokół swojej gwiazdy:


wykonanie pełnego obiegu wokół swojego słońca zajmuje jej zaledwie dwa dni. Astronomowieobliczyli następnie, że odległość dzieląca planetę od jej gwiazdy macierzystej to zaledwie około8 milionów kilometrów (zobacz rysunek 14.4), tj. ponad siedem razy bliżej niż odległość, w jakiejobiega Słońce Merkury. Według obliczeń temperatura na powierzchni gazowej planety-gigantawynosi około 1000ºC. Wartość przemieszczania 51 Pegasi wskazuje, że masa planety jestrówna co najmniej połowie masy Jowisza. Planetę, nazwaną oficjalnie 51 Pegasi b, astronomowiez oczywistych powodów wkrótce zaczęli określać mianem gorącego jowisza.

Rysunek 14.4.Artystyczna wi-

zja „gorącegojowisza” orbi-

tującego wokół51 Pegasi


Dekada po odkryciu gorącej planety w sąsiedztwie 51 Pegasi obfitowała w doniesieniao nowych planetach pozasłonecznych. Co najmniej raz w miesiącu astronomowie informowalio odkryciu kolejnego obiektu. Niemal za każdym razem sukces udawało się osiągnąć za sprawąspektroskopowych pomiarów przesunięć dopplerowskich. Całkiem pokaźna liczba tych nowoodnalezionych światów to planety typu „gorący jowisz” — masywne, gazowe obiekty tulące siędo swoich gwiazd niczym dziecko do piersi matki.

Astronomowie są jednak przekonani, że orbity owych olbrzymich, gorących planet-piekarnikówmusiały w momencie ich narodzin być znacznie większe. Odległe, ciemne peryferia układówgwiezdnych znacząco sprzyjają formowaniu się dużych planet. Panujące tam niższe temperaturyoraz nieprzerwany dopływ materii umożliwiają i przyspieszają szybkie zbijanie się lodowychbrył w duże obiekty. Jednak w miarę upływu czasu wzajemne oddziaływanie planet i lodowychpozostałości może zepchnąć planetę z jej pierwotnej orbity i skierować ją w stronę dyszącejpiekielnym żarem gwiazdy-matki.

Większość nowo odkrywanych planet krąży wokół swoich gwiazd po orbicie daleko większejaniżeli opisywana 51 Pegasi b. To dobra wiadomość dla tych, którzy wierzą, że we wszechświecieistnieją systemy planetarne podobne do naszego. Wiele z odkrytych wcześnie planet spozaUkładu Słonecznego to właśnie „gorące jowisze”, co skłoniło niektórych do refleksji, iż naszukład planetarny (w którym planety olbrzymy takie jak Jowisz znajdują się w dużej odległości


od Słońca) jest rzadkością i swego rodzaju ewenementem. Wraz z kolejnymi odkryciamiokazywało się jednak, że planet pozasłonecznych o orbitach podobnych do planet UkładuSłonecznego jest o wiele więcej.

Naukowcy do dziś nie są w stanie odpowiedzieć na pytanie, co sprawia, że „gorące jowisze”nie „idą na całość” i nie uderzają ostatecznie w powierzchnię gwiazd-matek. Jedna z teoriigłosi, że sąsiedztwo planety-olbrzyma indukuje w otoczce gwiazdy fale gorącego gazu, którychoddziaływanie grawitacyjne powstrzymuje spiralny ruch skracającej swoją orbitę planety.To jednak jedynie domysły. Póki co naukowcy otwarcie przyznają, że zarówno narodziny,jak zagłada „gorących jowiszy” pozostają dla nich zagadką, której nie są w stanie zgłębić.

W poszukiwaniu planet pozasłonecznych niemały wkład mają polscy astronomowie. Poczynającod odkrywcy pierwszych planet pozasłonecznych Aleksandra Wolszczana, poprzez warszawskiprojekt OGLE znajdujący planety metodą mikrosoczewkowania grawitacyjnego i metodątranzytów czy grupę z Torunia odkrywającą planety metodą spektroskopową.

System planetarny Ypsilon AndromedaeW roku 1999 Geoff Marcy i Paul Butler wraz z kilkoma współpracownikami (zawdzięczamyim wiele z odkrytych od 1995 roku planet pozasłonecznych) wywołali w środowiskunaukowym niezwykłe poruszenie: odkryli oni, że wokół gwiazdy Ypsilon Andromedae krążynie jedna, lecz trzy masywne planety. Odkrycia udało się dokonać dzięki skrupulatnej analizieniewielkich zaburzeń ruchu gwiazdy.

Ypsilon Andromedae, odległa od Ziemi o 44 lata świetlne gwiazda typu widmowego F, stałasię tym samym pierwszą poza Słońcem normalną gwiazdą (tj. emitującą światło i „napędzaną”na drodze fuzji termojądrowej), posiadającą regularny system planetarny (więcej szczegółówna temat typów gwiazd znajdziesz w rozdziale 11.). Krążące wokół Ypsilon Andromedaeplanety charakteryzują się dużymi masami; wynoszą one odpowiednio: 0,7, 2,1 oraz 4,6 masyJowisza. W przeciwieństwie do 51 Pegasi b planety Ypsilon Andromedae obiegają swojągwiazdę w znacznej odległości: rozmiary orbit dwóch zewnętrznych z nich mają promieńporównywalny z orbitami Wenus i Marsa.

Czy gdzieś tam jest życie?Choć poszukiwacze istot rozumnych w kosmosie są pewni, że E.T. ma mnóstwo „dom”,do których „dzwonić”, to odkrycia kolejnych nowych planet wprawiają niekiedy naukowcóww zakłopotanie. Zarówno „gorące”, jak i „zimne jowisze” są miejscami wyjątkowo niesprzyjającyminarodzinom życia: znajdująca się na nich woda bądź to wyparowuje, bądź zamarza, a wedługnaszej wiedzy woda w stanie ciekłym jest niezbędna do powstania każdej — również pozaziemskiej— formy życia. Jeśli założymy, że obiekty o podobnej charakterystyce dominują wśród nowoodkrywanych obcych światów, nie powinniśmy raczej oczekiwać licznego towarzystwakosmicznych braci.

Taki scenariusz jest jednak mało prawdopodobny. Technika, za pomocą której odkrytodotychczas większość planet pozasłonecznych (poszukiwanie przemieszczeń gwiazd poprzezwykorzystanie efektu Dopplera i analizę widma emitowanego przez nie światła), sprawdza siędoskonale w przypadku masywnych obiektów krążących w bliskiej odległości wokół swoichgwiazd macierzystych. Poszukiwania planet w kosmosie dzisiejszymi metodami możnaporównać do przelotu helikopterem nad afrykańską sawanną — bez trudu dostrzeżemy słoniei nosorożce, jednak moskity i węże z pewnością umkną naszej uwadze. Naukowcy odkrywają


duże planety, ponieważ tylko takie są w stanie odnaleźć. Mniejsze obce światy są prawdopodobniejeszcze bardziej liczne, lecz dopóki nie uda nam się skonstruować całkowicie nowych typówteleskopów, wypatrzenie mniejszych planet pozasłonecznych będzie arcytrudnym zadaniem.

W marcu 2009 roku NASA umieściła na orbicie sondę Kepler — teleskop orbitalny, któregozadaniem będzie potwierdzić, czy mniejsze planety pozasłoneczne są we wszechświecie takliczne, jak przypuszczamy. W czasie trwania misji (jej długość zaplanowano na co najmniejtrzy i pół roku) urządzenie obserwować będzie obszar nieba zawierający około 100 tysięcynieodległych gwiazd, wypatrując ich okresowych zaćmień wywołanych przejściami okrążającychje planet. Oczekuje się, że dzięki technice obserwacji tranzytów uda się odkryć szereg planeto rozmiarach zbliżonych do Ziemi. Na efekty misji musimy jednak jeszcze poczekać.

Gdyby okazało się, że planety typu ziemskiego występują w kosmosie powszechnie, kolejnymkrokiem będzie próba ustalenia, czy na którejś z nich powstało życie. Odpowiedź na to pytaniemoże być o krok, jeśli tylko powiodą się ambitne plany budowy nowych, zdolnych do wykrywaniaplanet pozasłonecznych wielkością zbliżoną do Ziemi teleskopów orbitalnych: TerrestrialPlanet Findera, projektowanego przez NASA, oraz Darwina Europejskiej Agencji Kosmicznej.Szanse na to, że uda się umieścić je na orbicie przed rokiem 2020, są jednak nikłe.Najnowocześniejsze przyrządy pozwolą wychwycić światło odbijane przez planety pozasłoneczne,a następnie dokonać analiz składu ich atmosfer. Tlen lub metan, znaleziony w dużychilościach na którymś z tych odległych światów, pozwoli nam domniemywać, że może tamwystępować życie. Nie trzeba dodawać, że zbudowanie teleskopu orbitalnego jest znaczniełatwiejsze niż wysłanie statku federacji w misję zwiadowczą.

Jeśli interesują Cię najnowsze i najciekawsze doniesienia na temat poszukiwań planetpozasłonecznych, z pewnością zaciekawi Cię strona http://exoplanet.eu/. Znajdziesz tam równieżlinki do stron o podobnej tematyce.

Dziękuję dr. Sethowi Shostakowi, pełniącemu funkcję Senior Astronomer w Instytucie SETIw Mountain View, za pomoc w czasie pracy nad tym rozdziałem.

http://exoplanet.eu/

Rozdział 15

W głąb ciemnej materiii antymaterii

W tym rozdziale:► Poznajemy koncepcję ciemnej materii.► W poszukiwaniu dowodów istnienia ciemnej materii.► Antymateria i jej przyciąganie.

wiazdy i galaktyki, które przydają nocnemu niebu jego urzekającego blasku, to zaledwieniewielki ułamek wypełniającej wszechświat materii. W kosmicznych czeluściach kryje

się bowiem więcej, o wiele więcej.

W tym rozdziale przedstawię Ci koncepcję ciemnej materii. Opowiem Ci, dlaczego astronomowiesą przeświadczeni o jej istnieniu, opiszę również eksperymenty, które mają za zadanie rzucićwięcej światła na ten tajemniczy, niewidzialny składnik wszechświata. Przyjrzymy się tu takżeinnemu z egzotycznych typów materii kłębiącej się w kosmosie: antymaterii. Tak, to niepomyłka, antymateria istnieje nie tylko w książkach science fiction, ale również i w realnymświecie. Przekonasz się, że jest to temat tak samo fascynujący jak w powieściach i filmachz gatunku fantastyki naukowej.

Ciemna materia — kosmiczny klejDowody na to, iż około 90% masy wszechświata nie emituje, nie odbija ani nie absorbujeświatła, naukowcy znaleźli już w latach 30. XX w.

Ów niewidzialny składnik kosmosu, znany jako ciemna materia, pełni funkcję „grawitacyjnegokleju” spajającego wirującą z olbrzymią prędkością galaktykę. „Klej” nie dopuszcza dorozproszenia się poszczególnych jej elementów, a jednocześnie wiąże ze sobą poruszające sięw zawrotnym tempie galaktyki w gromadzie. Przypuszcza się, że ciemna materia miała dużyudział w formowaniu się wszechświata, jaki znamy dziś: pajęczej sieci niewyobrażalnie długichsupergromad galaktyk oddzielonych od siebie gigantycznym bezkresem pustek (zajrzyj dorozdziału 12.). Co więcej, może mieć decydujący wpływ na ostateczne losy naszego uniwersum.

Jeśli założenia przyjęte przez naukowców są słuszne, co najmniej 90% (być może nawet 99%)materii we wszechświecie stanowi ciemną materię. Cóż za rozczarowanie — świat, którywidzisz, gdy wycelujesz w nocne niebo swój teleskop lub gdy zadrzesz głowę w kierunkujarzących się w górze gwiazd i galaktyk, to zaledwie ułamek tego, co znajduje się tamw rzeczywistości. Jeśliby posłużyć się terminologią żeglarską, można by porównać galaktykido piany unoszącej się na niezmierzonym oceanie ciemnej materii.

G


Dowody na istnienie ciemnej materiiPierwsze, pośrednie dowody na istnienie ciemnej materii pojawiły się w 1933 roku. Analizującruchy galaktyk znajdujących się w jednej z gromad w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki,astronom Fritz Zwicky z Kalifornijskiego Instytutu Technologii zauważył, że niektóre z nichporuszają się z nienaturalnie dużą prędkością. Była ona tak wielka, że zgodnie ze znanymiówcześnie prawami fizyki obserwowana w gromadzie materia (gwiazdy i gaz) nie byłabyw stanie zapewnić strukturze jej grawitacyjnej spójności. Pomimo tego gromada ani myślałasię rozsypać.

Zwicky doszedł do wniosku, że w gromadzie musi istnieć jakiś rodzaj niewidzialnej materii,która zapewnia owo konieczne, a brakujące przyciąganie grawitacyjne.

Co ciekawe, ówczesne środowisko naukowe w ogóle nie podchwyciło koncepcji ciemnejmaterii. Wielu badaczom wydawało się, że wystarczy bardziej szczegółowo przyjrzeć sięruchom galaktyk, a powody istnienia niewidzialnego materiału znikną. Tymczasem w latach70. ubiegłego stulecia dowody na istnienie ciemnej materii stały się jeszcze bardziej przekonujące:obecność niezidentyfikowanego typu materii wykazywały już bowiem nie tylko gromadygalaktyk, ale i pojedyncze galaktyki. W dalszej części rozdziału przybliżę Ci argumentynaukowców przychylnych tezie o istnieniu ciemnej materii.

Ciemna materia a ruch gwiazdWyniki badań ruchów gwiazd w setkach galaktyk spiralnych, uzyskane przez Verę Rubini Kenta Forda z waszyngtońskiego Carnegie Institution, wydają się przeczyć konwencjonalnymprawom fizyki. Galaktyka spiralna przypomina wielkie jajko sadzone, którego znaczna częśćmasy koncentruje się w okolicach „żółtka” nazywanego przez astronomów zgrubieniem(bardziej szczegółowych objaśnień szukaj w rozdziale 12.). Na zdjęciach tego typu obiektówwidać wyraźnie, że liczba poddających się obserwacji obiektów posiadających masę szybkomaleje wraz z rosnącą odległością od zgrubienia w centrum galaktyki.

Naukowcy brali za pewnik, że ruchem gwiazd wokół centrum galaktyki spiralnej rządzą takiesame prawa jak ruchem planet naszego systemu wokół Słońca. Zgodnie z zaproponowanąprzez Newtona teorią grawitacji planety zewnętrzne (np. Uran, Neptun) obiegają Słońcewolniej aniżeli planety wewnętrzne: Merkury, Wenus i Ziemia. Na takiej samej zasadziegwiazdy znajdujące się w galaktykach spiralnych miałyby obiegać ich środki wolniej niżgwiazdy usytuowane bliżej zgrubienia. Wyniki badań Rubin i Forda świadczą jednak o czymśzgoła przeciwnym. Galaktyka po galaktyce — za każdym razem ze zdumieniem stwierdzali,że gwiazdy położone na jej peryferiach poruszają się tak samo szybko jak te w centrum.Jak to możliwe, że pomimo tak niewielkiej ilości widzialnej materii-spoiwa na galaktycznychrubieżach udaje im się osiągnąć zadziwiającą prędkość obiegu wokół centrum, a jednocześniew dalszym ciągu pozostają grawitacyjnie powiązane z resztą galaktyki? Biorąc pod uwagęosiąganą przez nie prędkość, już dawno powinny były „dać drapaka”.

Astronomowie doszli do wniosku, że widoczna za pomocą konwencjonalnych teleskopówmateria widzialna — gwiazdy oraz zjonizowany gaz — stanowi jedynie ułamek całości materiiwypełniającej galaktykę spiralną.

W centralnej części galaktyki koncentruje się przede wszystkim materia poddająca sięobserwacji. Na jej obrzeżach znajdują się jednak olbrzymie ilości materii innego typu. Każdagalaktyka spiralna jest otoczona ogromnym halo ciemnej materii. Szacuje się, że aby zapewnićgrawitacyjną spoistość gwiazd na peryferiach galaktyk z jej resztą, masa ciemnej materii musiprzewyższać masę materii widzialnej co najmniej stukrotnie. Otoczkę z ciemnej materii mająrównież inne typy galaktyk (eliptyczne i nieregularne).

Rozdział 15: W głąb ciemnej materii i antymaterii 251

Ciemna materia a skupiskowa struktura wszechświataKosmolodzy (naukowcy zajmujący się badaniem wielkoskalowej struktury kosmosu i jegopoczątkami) upatrują w ciemnej materii odpowiedzi na fundamentalną zagadkę wszechświata:w jaki sposób wyewoluował on od niemal jednorodnego, złożonego z cząstek elementarnychbulionu pierwotnego, który powstał w następstwie Wielkiego Wybuchu (zajrzyj do rozdziału16.), do dzisiejszej uporządkowanej struktury obfitującej w gromady i supergromady galaktyk?

Pomimo iż od momentu narodzin wszechświata minęło już ponad 13,7 miliarda lat,astronomowie są przekonani, że czas, jaki upłynął, jest niewystarczający, aby widzialna materiasamodzielnie zespoliła się w obserwowane dziś w kosmosie gigantyczne struktury.

Niektórzy eksperci widzą rozwiązanie tej kosmicznej tajemnicy w specyficznym rodzajuciemnej materii, nazywanym zimną ciemną materią, która porusza się wolniej od materiiwidzialnej i szybciej niż ona zbija się w skupiska. Zwykła materia, w reakcji na napór ciemnejmaterii i w miejscach jej najsilniejszej koncentracji, formowała się w gwiazdy i galaktyki.Teoria tłumaczyłaby, dlaczego każda widzialna galaktyka wydaje się mieć otoczkę w postacihalo zbudowanego z ciemnej materii.

Czy teoria zimnej ciemnej materii jest słuszna? Z grubsza zgadza się z naszą dzisiejszą wiedząna temat wszechświata, pojawiają się jednak również i spore rozbieżności. Dla przykładu:teoria zakłada istnienie setek niewielkich galaktyk satelickich otaczających duże galaktyki typuDrogi Mlecznej. Wokół naszej galaktyki próżno jednak szukać tak wielkiej ich liczby. Albowięc leżące u podstaw teorii przewidywania okażą się prawdziwe, albo… potrzeba nam będzienowej teorii, która w bardziej przekonujący sposób objaśni fenomen ciemnej materii.Niewykluczone przecież, że wokół nas aż roi się od małych, niewyraźnych galaktyk, którychwspółczesnymi metodami obserwacyjnymi nie jesteśmy w stanie dostrzec. Kto wie, możeniepozorne „przyćmione żarówki” kosmosu czekają wciąż na swojego odkrywcę?

Ciemna materia a gęstość krytyczna wszechświataIstnieje jeszcze jeden powód, dla którego naukowcy wierzą w istnienie ciemnej materii:w skali makro wszechświat charakteryzuje się jednorodnością i wygląda mniej więcej tak samo.Podobieństwo w tych zakresach dowodzi, że kosmos osiągnął optymalną gęstość materii —stan określany jako gęstość krytyczna (więcej na ten temat w rozdziale 16.). Do jej osiągnięcia niewystarczy jednak ilość znajdującej się we wszechświecie widzialnej materii. Braki uzupełnia jejciemna siostra.

Ciemna materia — cóż to takiego?Jak więc sam widzisz, naukowcy mają kilka uzasadnionych powodów, aby wierzyć w istnienieciemnej materii. Ale czym ona jednak tak właściwie jest?

Najogólniej rzecz ujmując, astronomowie wyróżniają dwa rodzaje ciemnej materii: barionowąoraz niebarionową.

Barionowa ciemna materia: zabawa w chowanegoCzęść ciemnej materii może składać się z tego samego budulca, z którego powstało Słońce,planety i my sami. Ten rodzaj ciemnej materii zalicza się do rodziny barionów — kategoriicząstek elementarnych, do której zaliczają się również protony i neutrony znajdujące sięw jądrach atomów.


Na barionową ciemną materię mogą składać się trudne do wypatrzenia obiekty zbudowane zeznanych nam typów materii, np. asteroidy, brązowe lub białe karły (o karłach w kosmosieprzeczytasz więcej w rozdziale 11.). Owszem, masz rację: naukowcy bez problemu są w staniedostrzec asteroidy przemierzające nasz Układ Słoneczny czy nieodległe białe bądź brązowekarły. Gdy jednak znajdują się daleko, w obrębie galaktycznego halo, mogą być niewykrywalneprzy użyciu współczesnych metod obserwacyjnych. Tego typu hipotetyczne obiekty(nazywane MACHO, od ang. massive compact halo objects — masywne zwarte obiekty halo) mogąwyjaśniać istnienie zjawiska halo wokół pojedynczych galaktyk, w dalszym ciągu nie widzimyich jednak wystarczająco dużo, aby uzasadniały powstanie wielkoskalowej struktury wszechświata(o poszukiwaniach MACHO przeczytasz w dalszej części rozdziału). Osobiście nie jestemprzekonany o słuszności tej teorii.

Niebarionowa ciemna materia: egzotyka na całegoCiemna materia może składać się również z egzotycznych cząstek subatomowych, którew niewielkim stopniu przypominają bariony (lub nie przypominają ich w ogóle). Do tejkategorii zalicza się neutrina (ich istnienie zostało bezdyskusyjnie dowiedzione; więcej na ichtemat przeczytasz w rozdziale 10.) oraz inne, hipotetyczne, będące póki co niespełnionymmarzeniem fizyków: aksjony, skwarki czy fotina (eksperymenty cały czas są w toku, jednak jakdo tej pory nikomu nie udało się „upolować” żadnej z hipotetycznych cząstek ciemnej materii).

W momencie Wielkiego Wybuchu — chwili, w której narodził się wszechświat (zajrzyj dorozdziału 16.) — powstał cały dziwaczny zwierzyniec cząstek ciemnej materii, z którychprzetrwały tylko nieliczne. Jedną z tych osobliwości może być aksjon: miniaturowa czarnadziura, 100 miliardów razy mniejsza od elektronu. Pomimo że ich masa jest bliska zeru(o ile w ogóle istnieją), mogą stanowić znaczącą część ogólnej masy wszechświata. Najnowszeeksperymenty dowodzą, że neutrina (cząstki, które według wcześniejszych teorii miały masęrówną zeru) mają, co prawda znikomą, lecz całkowicie wymierną masę i jako takie stanowiąułamek ciemnej materii.

Inni kandydaci do drużyny niebarionowej ciemnej materii są ciężsi (ich masa to w przybliżeniudziesięciokrotność masy protonu), lecz wciąż mało istotni z punktu widzenia ogólnej ilościciemnej materii w kosmosie (chyba że uda się dowieść ich występowania w dużych ilościach).Zalicza się do nich czekających w dalszym ciągu na odkrycie kuzynów znanych już naucecząstek subatomowych, takich jak kwarki czy fotony. Owi, póki co hipotetyczni ich partnerzy,są określani mianem skwarków i fotin. Istnieje wiele teorii na temat tych typów cząstek ciemnejmaterii, podobnie jak koncepcji ich nazewnictwa, naukowcy określają je jednak zbiorczo jakoWIMPy, tj. słabo oddziałujące masywne cząstki (ang. Weakly Interacting Massive Particles). Więcej naich temat przeczytasz w dalszej części rozdziału.

Po omacku,czyli poszukiwania ciemnej materii

W laboratoriach całego świata powstają coraz to czulsze detektory, za pomocą którychnaukowcy mają nadzieję zarejestrować ulotne ślady dowodzące istnienia ciemnej materii.Część z tych przyrządów działa na zasadzie analizy subatomowych pozostałości procesurozbicia atomu w gigantycznych urządzeniach zwanych akceleratorami. Tego rodzajueksperymentom towarzyszy uwolnienie ekstremalnych temperatur, energii i materiio gigantycznej gęstości, co odpowiadałoby warunkom w chwilę po narodzeniu się wszechświata.


Techniki poszukiwania muszą być innowacyjne. Naukowcy „polują” przecież na cząstki, którez definicji są niewidzialne i które (wyjąwszy grawitację) nie wchodzą w interakcję z jakimkolwiekinnym typem materii.

Wszystkie metody wykrywania i pomiaru ciemnej materii są metodami pośrednimi, jednakpróba zrozumienia zjawiska, jakim jest ciemna materia, nie jest zadaniem łatwym. Będącadominującą formą materii w kosmosie ciemna materia w znaczącym stopniu wpływa naprzeszłość, teraźniejszość i przyszłość naszego uniwersum.

WIMPy: słabo widoczny znakSpróbuj uzmysłowić sobie trudności, jakie towarzyszą poszukiwaniom WIMPów (słabooddziałujących masywnych cząstek). Schwytanie choćby jednej cząstki w pułapkę jestniemożliwe, naukowcy poszukują jednak dowodów ich istnienia za pomocą specjalnychdetektorów. Rozpędzona cząstka WIMP nagrzewa nieznacznie jeden z atomów znajdującychsię w detektorze, wprawiając go w ruch. Tego typu „spotkania” są jednak rzadkie; w typowymdetektorze laboratoryjnym dochodzi do nich raz na wiele dni.

To jednak nie koniec przeciwności, jakim muszą stawić czoła naukowcy. Promienie kosmiczne,wysokoenergetyczne cząstki bombardujące nas ze wszystkich stron, zachowują się tak samojak WIMPy. Aby zminimalizować możliwość zakłóceń wywołanych przez nieustanny napływpromieni kosmicznych, fizycy umieszczają swoje detektory w tunelach głęboko podpowierzchnią ziemi. Występujące naturalnie promieniowanie ścian tunelu również możeprzyczynić się do podgrzania atomów we wnętrzu detektora, dlatego jest on zazwyczajzabezpieczony osłoną z ołowiu i chłodzony do temperatury bliskiej zeru absolutnemu.Ma to zapobiec wprawieniu atomów w wibracje, co może mieć miejsce w przypadkupodniesienia się temperatury otoczenia.

MACHO i wszystko jasne„Polowania” na MACHO, w przeciwieństwie do poszukiwań mikroskopijnych WIMPów,są znacznie łatwiejsze. Pierwsza z metod zasadza się na jednej z koncepcji zaczerpniętychz Ogólnej Teorii Względności Einsteina: masa deformuje przestrzeń i zniekształca tor faliświetlnej (wspominam o tym w rozdziale 11.). Oznacza to, że obiekt, który za sprawąprzypadku znalazł się na linii obserwacji pomiędzy Ziemią a odległą gwiazdą, skupia światłogwiazdy, sprawiając, że przez krótki czas świeci ona jaśniej. Im większa masa takiego obiektu(w tym przypadku MACHO), tym gwiazda wydaje się jaśniejsza.

W rezultacie MACHO pełni funkcję miniaturowej soczewki (właściwsze byłoby powiedzieć:mikrosoczewki) grawitacyjnej, zakrzywiając i zwiększając jasność leżącej w tle gwiazdy(o mikrosoczewkowaniu przeczytasz więcej w rozdziale 11.).

W poszukiwaniu MACHO astronomowie poddali analizie jasność gwiazd znajdujących sięw jednej z najbliższych galaktyk Drogi Mlecznej, Wielkim Obłoku Magellana. Aby dotrzeć doZiemi, światło wyemitowane przez gwiazdy w Obłoku musi przedrzeć się przez halo naszejgalaktyki. Kryjące się tam MACHO powinny w zauważalny sposób wpłynąć na tor światła.

W czasie obserwacji kilkakrotnie zarejestrowano niespodziewane pojaśnienia i przyciemnieniagwiazd w Wielkim Obłoku Magellana. Liczba MACHO, jakie dzięki eksperymentowi udałosię wykryć, jest jednak niewielka. To nie one stanowią zatem rozwiązanie zagadki ciemnejmaterii.


Soczewkowanie grawitacyjne— sporządzamy mapę ciemnej materiiW o wiele większej skali naukowcy wykorzystują efekt soczewkowania grawitacyjnego dosporządzania map rozkładu ciemnej materii w całych galaktykach, a nawet gromadach galaktyk.

Jeśli jakaś gromada znajduje się na linii promieni światła emitowanego przez leżącą w tlegalaktykę, ugina ona i zniekształca światło widocznego za nią obiektu (soczewkowanie grawitacyjne),czego efektem jest zjawisko pojawienia się pozornych ciał niebieskich, będących obrazamiobiektu znajdującego się w tle. Wokół krawędzi widocznej z Ziemi gromady daje się zaobserwowaćhalo owych widmowych galaktyk.

Dla utworzenia się dokładnego wzoru obserwowanych obrazów-duchów w spełniającejfunkcję soczewki gromadzie, masa musi być rozłożona w określony sposób. Ze względu na to,że większość masy gromady galaktyk stanowi ciemna materia, proces soczewkowaniagrawitacyjnego pozwala określić sposób jej rozłożenia w obrębie gromady.

Pojedynek z antymaterią, czyliprzeciwieństwa naprawdę się przyciągają

Przygotuj się na spotkanie z równie, jeśli nie bardziej, osobliwym typem materii co ciemnamateria. Mowa o antymaterii.

Istnienie antymaterii przewidział w 1928 roku angielski fizyk Paul Dirac. Dirac połączył teoriemechaniki kwantowej, elektromagnetyzmu i względności w formę kilku zgrabnych równań(jeśli chcesz dowiedzieć się więcej na temat jego koncepcji, musisz poszukać ich gdzie indziej.To książka o astronomii).

Dirac stwierdził, że na każdą cząstkę subatomową powinien przypadać jej lustrzany brat-bliźniak— identyczny jeśli chodzi o masę, lecz o przeciwnym ładunku elektrycznym. Na tej zasadzieprotonom odpowiadają antyprotony, a elektronom — antyelektrony.

Gdy dochodzi do spotkania cząstki z antycząstką, obie unicestwiają się nawzajem. Ich ładunkielektryczne ulegają wyzerowaniu, a masy przemieniają się w czystą energię.

Astronomowie odnaleźli antycząstki protonów i elektronów w promieniowaniu docierającymdo Ziemi z głębokiego kosmosu. Antyelektrony zostały nazwane pozytonami (lub pozytronami),a antyprotony to po prostu… antyprotony. Trwają eksperymenty mające na celu wykryciew promieniach kosmicznych cząstek antyhelu. Antycząstki, a nawet całe antyatomy (np.antywodór), udaje się wytworzyć w laboratorium. Antycząstki znajdują zastosowaniew medycynie — są wykorzystywane do diagnozowania i leczenia raka.

Astronomowie badający kosmiczne promienie gamma zaobserwowali specyficzną formęświatła, znaną jako promieniowanie anihilacyjne. Promienie gamma są krótsze i bardziejenergetyczne niż promienie rentgenowskie. W momencie zderzenia elektronu i jegoantycząstki — pozytonu — ulegają one anihilacji, czemu towarzyszy uwolnienie promienigamma o znanej długości fali. Miejsca emisji takiego charakterystycznego promieniowaniazostały wykryte w kilku rejonach Drogi Mlecznej, w tym na rozległym obszarze leżącym


pomiędzy Ziemią a centrum Galaktyki. Promieniowanie anihilacyjne odkryto również w kilkuszczególnie silnych rozbłyskach słonecznych (więcej na temat rozbłysków przeczytaszw rozdziale 10.).

Astronomów do dziś frapuje niesymetryczny podział materii w kosmosie: materii jestw porównaniu z cząstkami antymaterii nieporównywalnie więcej. Prowadzone obecnieeksperymenty mają dać odpowiedź na pytanie o przyczyny tej nierównowagi. Zakłada siębowiem, że w chwili Wielkiego Wybuchu powstała jednakowa liczba cząstek materii oburodzajów. Pocieszające jest to, że nim wszechświat (a wraz z nim i my!) dobiegnie czekającegogo nieuchronnie końca, mamy jeszcze miliardy lat na rozwiązanie tej pasjonującej zagadki.

Za pomoc w pracy nad rozdziałem dziękuję Ronowi Cowenowi, felietoniście „Science News”i autorowi artykułów poświęconych astronomii i kosmosowi. Niniejszy rozdział został przezemnie uaktualniony na potrzeby tego wydania Astronomii dla bystrzaków. Opinie wyrażonew rozdziale są wyłącznie osobistymi opiniami autora.

Rozdział 16

Wielki Wybuchi ewolucja Wszechświata

W tym rozdziale:► Koncepcja Wielkiego Wybuchu — wiarygodna czy nie?► Poznajemy teorie inflacji i ekspansji wszechświata.► Ciemna energia — czym jest?► Badamy mikrofalowe promieniowanie tła.► Obliczamy wiek wszechświata.

iedyś, dawno temu, mniej więcej przed 13,7 miliardami lat, wszechświat, jaki znamy dziś, nieistniał. Nie było materii, atomów, światła, fotonów, nie istniały nawet przestrzeń i czas.

Niespodziewanie, szybciej niż w okamgnieniu, wszechświat przybrał formę maleńkiego,gęstego punktu wypełnionego światłem. W niewyobrażalnie krótkim ułamku sekundy narodziła sięcała materia i energia, jaka istnieje dziś w kosmosie. Rozmiarami o wiele mniejszy od atomu„niemowlęcy” wszechświat był ekstremalnie gorący — ognista kula, która po chwili zaczęłarozszerzać się i ochładzać w gigantycznym tempie.

Powyższa koncepcja narodzin wszechświata znana jest powszechnie jako teoria Wielkiego Wybuchu(Big Bang).

Wielkiego Wybuchu nie da się porównać z eksplozją największej nawet bomby, do którejdochodzi zawsze w jakimś określonym otoczeniu. Do momentu Wielkiego Wybuchu nieistniało bowiem żadne otoczenie — to on zapoczątkował powstanie wszechświata i proces jegobłyskawicznej ekspansji. W ciągu pierwszej niewyobrażalnie małej części sekundy swojegoistnienia kosmos rozrósł się do nieopisanych rozmiarów — z pierwotnej, jednorodnej mieszaninycząstek subatomowych i promieniowania powstał zbiór galaktyk, gromad galaktyk i supergromad,które możemy podziwiać obecnie. Trudno sobie wyobrazić, że największe struktury istniejącew kosmosie — supergromady galaktyk, rozciągające się w przestrzeni na dystansie setekmilionów lat świetlnych — narodziły się jako niemal niedostrzegalne subatomowe fluktuacjeenergii nowo narodzonego wszechświata. Naukowcy są jednak przekonani, że prapoczątekuniwersum miał taką właśnie postać.

W tym rozdziale przybliżę Ci dowody przemawiające za teorią Wielkiego Wybuchu.Przeczytasz tu o ekspansji wszechświata, wspomnę także o kilku ciekawych zagadnieniachściśle związanych z teorią Big Bangu: ciemnej energii, mikrofalowym promieniowaniu tła,stałej Hubble’a oraz świecach standardowych.

K


Bardziej szczegółowych informacji na tematy poruszone w rozdziale szukaj w dziale FrequentlyAsked Questions in Cosmology (najczęściej zadawane pytania w zakresie kosmologii) na stronieinternetowej Uniwersytetu Kalifornijskiego z siedzibą w Los Angeles. Zajrzyj na stronęwww.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html.

Teoria Wielkiego Wybuchu — słuszna czy nie?Skąd wzięło się przypuszczenie, że wszechświat narodził się w następstwie gigantycznej eksplozji?

Astronomowie przytaczają trzy odkrycia, które w ich mniemaniu przemawiają za słusznościątakiej teorii:

Ekspansja wszechświata: zapewne najbardziej przekonującym dowodem słusznościteorii Wielkiego Wybuchu jest spektakularne odkrycie, jakiego w 1929 roku dokonałznany Ci już Edwin Hubble. Do tamtego czasu większość astronomów uważaławszechświat za niezmienny i znieruchomiały. Hubble zaobserwował coś dokładnieprzeciwnego: grupy galaktyk oddalają się od siebie niczym odłamki po gigantycznejeksplozji. Co więcej, to nie galaktyki rozpierzchają się w przestrzeni, lecz to samaprzestrzeń pomiędzy nimi rozszerza się, co sprawia, że obiekty w kosmosie nabierającoraz większej prędkości, a dzielący je dystans stale rośnie.Logika podpowiada, że skoro galaktyki oddalają się od siebie, kiedyś musiały znajdowaćsię bliżej. Wyposażeni w teleskopy i umieszczoną w kosmosie aparaturę pomiarowąnaukowcy prześledzili wstecz ekspansję wszechświata, dochodząc do ciekawychwniosków: około 13,7 miliarda lat temu (z zakresem błędu „zaledwie” 100 milionów lat)wszechświat był niewyobrażalnie gorącą i gęstą osobliwością. Uwolniony w niej potężnyładunek energii zainicjował kosmiczną eksplozję.

Mikrofalowe promieniowanie tła (promieniowanie reliktowe): już w latach40. XX stulecia amerykański fizyk jądrowy George Gamow podejrzewał, że jednymz następstw Wielkiego Wybuchu mogło być wytworzenie się niezwykle intensywnegopromieniowania. Zdaniem jego kolegów-fizyków resztki tego promieniowania, schłodzonena skutek rozszerzania się kosmosu, mogą istnieć w dalszym ciągu — niczym dymnewyziewy z wygaszonego kominka.W roku 1964 Arno Allan Penzias i Robert Woodrow Wilson z Bell Telephone Laboratories,prowadzący radiowe obserwacje tła nieba, wykryli słaby, lecz stały szum dobiegającyz przestrzeni kosmicznej. To, co naukowcy wzięli pierwotnie za zakłócenia, okazało siępozostałością promieniowania pozostałego po Wielkim Wybuchu, którego istnieniezakładano już wcześniej. Promieniowanie, nazwane przez astronomów mikrofalowympromieniowaniem tła, ma temperaturę dokładnie taką, jaką przewidzieli naukowcy zakładający,że ochładza się ono systematycznie od momentu Wielkiego Wybuchu: 2,73 kelwinypowyżej zera absolutnego, które wynosi –273,16°C. W uznaniu za swoje doniosłe odkryciePenzias i Wilson zostali w 1978 roku uhonorowani Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki(zajrzyj do podrozdziału „Promieniowanie reliktowe — encyklopedia wiedzy o kosmosie”w dalszej części tekstu).

Obfitość helu w przestrzeni kosmicznej: astronomowie odkryli, że hel obecnyw barionowej materii wszechświata stanowi 24% jej masy (pozostała część to niemalwyłącznie wodór; inne pierwiastki, m.in. żelazo, węgiel i tlen, występują w ilościachśladowych). Reakcje jądrowe zachodzące we wnętrzach gwiazd (zajrzyj do rozdziału 11.)trwają jednak niewystarczająco długo, aby to nimi wytłumaczyć obecność tak dużej ilości helu

http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html

Rozdział 16: Wielki Wybuch i ewolucja Wszechświata 259

w kosmosie. Według teorii Wielkiego Wybuchu w jego chwili powstały duże ilości tegopierwiastka. Jeśli wierzyć naukowcom, jest go w kosmosie dokładnie tyle, ile przewidujeteoria.

Standardowa teoria Wielkiego Wybuchu, choć potwierdzona obserwacjami w kosmosie, jestjednak tylko punktem wyjścia do badań nad najwcześniejszą fazą ewolucji wszechświata.Teoria ma wciąż wiele luk: nie wiemy, dla przykładu, najważniejszego: czym był ów kosmicznyzapalnik, który zainicjował Wielki Wybuch?

Inflacja: kosmos się rozbiegaPrócz niemożności wskazania przyczyn praeksplozji teoria Wielkiego Wybuchu ma równieżkilka innych braków: nie wiemy na przykład, dlaczego poszczególne rejony wszechświata— oddzielone od siebie odległościami tak niewyobrażalnymi, że nawiązanie wzajemnejkomunikacji niemożliwe jest nawet za pomocą sond pędzących z prędkością światła— wyglądają niemal tak samo.

Kluczem do rozwiązania tej zagadki może być sformułowana w 1980 roku przez fizyka AlanaGutha teoria inflacji. Guth twierdzi, że w ułamku sekundy po Wielkim Wybuchu wszechświatprzeszedł fazę błyskawicznej ekspansji. W ciągu zaledwie 1/1032 sekundy swojego istnieniakosmos rozszerzył się w znacznie szybszym tempie aniżeli w ciągu następnych 13,7 miliarda lat.

W następstwie tej gwałtownej ekspansji poszczególne części kosmosu — które jeszczeprzed ułamkiem sekundy znajdowały się w bliskim kontakcie ze sobą — zostały wystrzelonew odległe, często przeciwne strony wszechświata. Efekt możemy obserwować dziś: niezależnieod tego, w którą stronę skierujesz swój teleskop, kosmos — w skali makro — prezentuje sięmniej więcej tak samo (można porównać go do wielkiej kuli surowego ciasta: jeśli będzieszwałkować je przez dłuższy czas, uda Ci się w końcu wygładzić wszystkie grudki). Inflacjarozciągnęła przestrzeń do rozmiarów, których astronomowie nie są nawet w stanie obserwować.Gigantyczna ekspansja wszechświata podsuwa intrygującą dla naukowców koncepcję, że zasprawą inflacji i wystrzelonych przez nią cząsteczek powstały inne, nieznane nam kosmosy.Zamiast znanego nam, jedynego uniwersum istnieje być może zbiór wszechświatów: multiwersum.Osobiście niechętnie odnoszę się do tej teorii — jeden wszechświat — ten, w którym żyjemy— jest wystarczająco trudny do zrozumienia!

To jednak nie wszystko: krótka, lecz niewyobrażalnie potężna ekspansja przestrzeni poWielkim Wybuchu rozciągnęła „zamrożone” wcześniej subatomowe fluktuacje energii dogigantycznych rozmiarów. Te tzw. fluktuacje kwantowe, wzmocnione przez zjawisko inflacji,były przyczyną powstania niewielkich różnic gęstości poszczególnych obszarów kosmosu,będących zaczątkiem późniejszych, obserwowanych dziś struktur wszechświata.

Za sprawą inflacji oraz fluktuacji kwantowych w niektórych rejonach wszechświataskoncentrowało się w statystycznie więcej materii i energii aniżeli w innych. W rezultacie na„mapie” rozkładu temperatury mikrofalowego promieniowania tła powstały gorące i zimneplamy (zobacz rysunek 16.1). Wraz z upływem czasu grawitacja uformowała te „grudki”materii w pajęczą sieć gromad galaktyk i pustek, które obserwujemy obecnie. Więcejinformacji znajdziesz w podrozdziale „Promieniowanie reliktowe — encyklopedia wiedzyo kosmosie”.


Rysunek 16.1.„Niemowlęce”

zdjęciewszechświata,

wykonaneprzez sondę

WilkinsonMicrowaveAnisotropy

Probe (WMAP)

Dzięki uprzejmości NASA/WMAP Science Team

W kolejnych podrozdziałach przeczytasz o interesujących aspektach związanych z inflacjąkosmologiczną: próżni, z której inflacja czerpie swoją moc, oraz o związku inflacji z kształtemwszechświata.

Coś z niczego: inflacja a próżniaJak na ironię, energia, która napędzała inflację, pochodziła z niczego: z próżni. Musisz jednakwiedzieć, że zgodnie z teorią kwantową próżnia we wszechświecie jest daleka od pustki„doskonałej” — aż kipi od kłębiących się w niej cząstek i antycząstek, nieustannie tworzącychsię i anihilujących. Naukowcy podejrzewają, że mogła to być energia, która zainicjowałaWielki Wybuch.

Próżnia charakteryzuje się jeszcze inną intrygującą właściwością: potrafi wytworzyć odpychającąsiłę grawitacyjną. Innymi słowy, zamiast sprawić, że dwa ciała przyciągają się do siebie, siła tapowoduje ich wzajemne odpychanie, a w konsekwencji oddalanie się od siebie. Niewykluczone,że to właśnie ona była siłą sprawczą krótkiej, lecz niezwykle gwałtownej fazy ekspansjiwszechświata.

Inflacja kosmologiczna, podobnie jak ta znana z ekonomii, jest obiektem nieustannegozainteresowania specjalistów. Możesz być jednak spokojny: w odróżnieniu od różnegorodzaju baniek spekulacyjnych „bańka” wszechświata nie pęknie.

Zagadka brakującej masy:inflacja a kształt wszechświataProces inflacji kosmologicznej (przynajmniej w swojej najprostszej wyobrażalnej formie)mógł być tym, co sprawiło, że wszechświat wygląda tak, jak wygląda: jego geometria jest płaska(przestrzeń spełnia reguły geometrii euklidesowej). Szybko postępujące zjawisko ekspansjikosmosu mogło bowiem wygładzić każde zakrzywienie na podobieństwo balonu nadmuchanegodo gigantycznych rozmiarów.


Wszechświat nie mógłby przybrać takiej formy, gdyby nie osiągnął wcześniej specyficznegowskaźnika gęstości materii, nazywanego gęstością krytyczną. Gdyby wartość gęstości kosmosuprzekroczyła poziom gęstości krytycznej, przyciąganie grawitacyjne mogłoby z łatwościązatrzymać, a następnie odwrócić proces rozszerzania się wszechświata, doprowadzającw konsekwencji do jego zapadnięcia się — zjawiska nazwanego przez astronomów WielkimKolapsem, odwrotności Wielkiego Wybuchu.

Proces, zwieńczony finałem w postaci Wielkiego Kolapsu, polega na skurczeniu sięwszechświata, który ostatecznie przybierze postać zamkniętej sfery o skończonej objętości.Statek kosmiczny, który obrałby tam kurs na wprost, znalazłby się w pewnym momenciew punkcie, z jakiego wystartował. Matematycy nazywają ten model geometryczny krzywiznądodatnią (zamkniętą).

Inaczej miałaby się sprawa, gdyby gęstość wszechświata nie osiągnęła wartości gęstościkrytycznej: w takim przypadku grawitacja nie byłaby w stanie przezwyciężyć postępującejekspansji kosmosu, który rozszerzałby się w nieskończoność. Taki model wszechświatacharakteryzowałby się krzywizną ujemną (otwartą) i kształtem przypominałby siodło do jazdy konnej.

Wiemy już, że teoria inflacji kosmologicznej zakłada spłaszczony kształt wszechświata.Tymczasem różnego typu obserwacje dowiodły, że w kosmosie brak jest wystarczającej ilościmaterii (nawet po zsumowaniu materii widzialnej i ciemnej — zajrzyj do rozdziału 15.), abyzapewnić osiągnięcie gęstości krytycznej.

Przyjmujemy zatem, że wszechświat jest płaski. Jak jednak wytłumaczyć to zjawisko, skoroilość koniecznej do osiągnięcia tego stanu materii jest niewystarczająca? Sytuację (lub raczejwszechświat) ratuje… energia, co znajduje potwierdzenie w najnowszych badaniach. Analiza„niemowlęcego” zdjęcia wszechświata (wykonanego przez należącą do NASA sondęWilkinson Microwave Anisotropy Probe; zobacz rysunek 16.1), które jest niczym innymjak mapą rozkładu mikrofalowego promieniowania tła w kosmosie, przekonała większośćnaukowców do tezy, że wszechświat jest płaski, a odpowiedzialna za jego kształt jest energia.Jednak nie energia, jaką znamy — kosmos zawdzięcza swoją postać ciemnej energii. Czytajdalej i przejdź ze mną na ciemną stronę mocy.

Ciemna energia: kosmiczny akceleratorCiemna energia ma zdumiewającą właściwość: indukuje odpychającą siłę grawitacyjną. Towszystko, co o niej wiemy — nie mamy pojęcia, czym jest, opisujemy ją więc za pomocą jejdającej się zaobserwować właściwości: odpychającego oddziaływania grawitacyjnego właśnie.Jakiś czas po Wielkim Wybuchu i fazie inflacji normalna, znana nam grawitacja zaczęłaspowalniać proces rozszerzania się wszechświata. Jednak wraz z wolniejszą już, lecz w dalszymciągu postępującą ekspansją kosmosu i rozprzestrzenianiem się materii we wszystkichkierunkach hamujący efekt oddziaływania grawitacyjnego systematycznie malał. Po krótkimczasie (mniej więcej kilka miliardów lat) górę wzięła odpychająca siła grawitacyjna ciemnejenergii, powodując przyspieszenie ekspansji wszechświata. Ów zadziwiający fenomen zostałodkryty dzięki obserwacjom dokonanym m.in. za pomocą teleskopu Hubble’a.

Obserwacje, które dzięki odkryciu faktu przyspieszającej ekspansji kosmosu pozwoliły pośrednioujawnić istnienie ciemnej energii, skoncentrowane były na znajdujących się w odległychgalaktykach supernowych typu Ia (o supernowych typu Ia, jak i innych przeczytasz więcejw rozdziale 11.). Co prawda wszystkie supernowe są na tyle jasne, że ich obserwacja nieprzysparza większych trudności, jednak supernowe typu Ia cechują się pewną wyjątkowąwłaściwością: astronomowie są przekonani, że wszystkie eksplozje tego typu mają identyczną


jasność absolutną (rzeczywistą), będąc niczym żarówki o określonej, znanej mocy (zajrzyj dopodrozdziału „Gdzieś, w odległej galaktyce: stała Hubble’a i świece standardowe” w dalszejczęści rozdziału).

Obserwując galaktyki, w których wybuchły supernowe, przyglądamy się światom z czasówmłodości kosmosu, sprzed setek milionów lat lub więcej, tyle bowiem potrzeba światłu nadotarcie z niektórych obiektów tego typu do Ziemi. Zakładając, że po Wielkim Wybuchuprędkość rozszerzania się wszechświata maleje, dystans pomiędzy Ziemią a odległą galaktykąbyłby mniejszy (a tym samym czas, jaki potrzebowałoby światło na dotarcie do nas z galaktyki,krótszy) aniżeli w przypadku, gdyby ekspansja kosmosu postępowała ze stałą prędkością.Tym samym, w przypadku wolniejszego rozszerzania się wszechświata, odległa supernowaw równie odległej galaktyce powinna mieć nieco większą jasność.

Obserwacje przeprowadzone w 1998 roku przez dwa zespoły naukowców doprowadziłytymczasem do zupełnie odmiennego rezultatu: odległe supernowe były słabsze, niż zakładano,zupełnie jak gdyby ich galaktyki-gospodarze znajdowały się dalej, niż wynikałoby to z obliczeń.Wygląda więc na to, że kosmos wrzucił wyższy bieg i przyspieszył prędkość ekspansji.

Promieniowanie reliktowe— encyklopedia wiedzy o kosmosie

Promieniowanie reliktowe, zwane również mikrofalowym promieniowaniem tła (słabepromieniowanie będące pozostałością po Wielkim Wybuchu), to obraz wszechświata z czasu,gdy stuknęło mu 379 tysięcy lat. Zanim to nastąpiło, chmury elektronów przemierzały młodykosmos, a promieniowanie elektromagnetyczne (światło) wytworzone w następstwie WielkiegoWybuchu — nieustannie pochłaniane i rozpraszane przez owe naładowane ujemnie cząsteczki— nie mogło swobodnie rozlać się w przestrzeni.

Tymczasem około 379 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu kosmos ochłodził się już na tyle, żeelektrony zaczęły łączyć się z jądrami atomów, tworząc neutralny wodór. Oznaczało to ni mniej,ni więcej, że pochłaniająca światło mgła gorącej plazmy ustąpiła i nic nie stało już na przeszkodzie,aby oddzieliło się ono od materii i zaczęło rozprzestrzeniać się we wszechświecie. Dziś docierado nas światło, jakie wszechświat wyemitował, mając 379 tysięcy lat, na skutek jego rozszerzaniasię przesunięte do zakresu mikrofal i dalekiej podczerwieni.

Nieregularności w mikrofalowympromieniowaniu tłaOdkryte w 1964 roku przez Penziasa i Wilsona mikrofalowe promieniowanie tła wydawało sięmieć doskonale jednolitą temperaturę na całej powierzchni nieba. Nie stwierdzono ani jednegomiejsca, gdzie temperatura byłaby choćby o ułamek stopnia wyższa lub niższa, a przynamniej niewykrywały tego ówczesne urządzenia pomiarowe. Było to dla astronomów nie lada zaskoczenie:byli oni pewni, że tego rodzaju nieregularności muszą występować, gdyż w przeciwnymwypadku nie sposób było wytłumaczyć, jak wszechświat, z pierwotnego, jednolitego bulionucząsteczek i promieniowania, wyewoluował do obecnej postaci zbioru galaktyk, gwiazd i planet.

Zgodnie z teorią „niemowlęcy” wszechświat nie był bowiem jednolicie gładki. Podobnie jakw niedokładnie rozwałkowanym cieście tworzyły się w nim „grudki” — obszary o większej(lub mniejszej) gęstości niż otoczenie, zawierające większą (lub mniejszą) liczbę atomów


w przeliczeniu na jednostkę objętości. Te miejsca to „nasiona”, do których stopniowo miałaprzywierać materia, by ostatecznie uformować się w galaktyki. Zakładano, że różnice w gęstościposzczególnych obszarów powinny były dać o sobie znać w postaci niewielkich fluktuacji(anizotropii) temperatury na rozkładzie mikrofalowego promieniowania tła (anizotropia towystępowanie odmiennych własności fizycznych danego ośrodka — w naszym przypadkuprzestrzeni kosmicznej — wraz ze zmianą kierunku, w którym wspomniane właściwości sąbadane).

W roku 1992 wystrzelona przez NASA sonda Cosmic Background Explorer (COBE), któraz niesłychaną dokładnością już od trzech lat prowadziła pomiary temperatury promieniowaniareliktowego, odkryła coś, co wielu astronomów okrzyknęło jednym z największych osiągnięćw dziejach nauki: gorące i zimne obszary mikrofalowego promieniowania tła.

Odchylenie było znikome: zaledwie jedna dziesięciotysięczna kelwina więcej (lub mniej) odmającego temperaturę 2,73 K otoczenia. Idę o zakład, że różnicy nie odczułaby zapewne nawetksiężniczka, którą uwierało ziarnko grochu ukryte pod stertą prześcieradeł. Pomimo to owekosmiczne „grudki” okazały się wystarczające, aby odegrać niezwykle istotną rolę w formowaniusię struktur wszechświata.

Mikrofalowe promieniowanie tłai mapa wszechświataPoszukując odpowiedzi na pytanie o kształt wszechświata („płaski czy wygięty jak siodło?”),naukowcy sięgnęli po narzędzie w postaci promieniowania reliktowego. Płaska strukturawszechświata wiązałaby się z przyjęciem przez fluktuacje temperatury tła określonego wzoru.Koncepcja okazała się słuszna: istnienie takiego schematu potwierdziły obserwacje dokonaneza pomocą dziesiątek teleskopów, zarówno naziemnych, jak i umieszczonych w wypuszczonychw stratosferę balonach.

W roku 2003 przedstawiciele NASA poinformowali, że wystrzelona dwa lata wcześniej sondaWMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) dokonała pomiarów temperaturypromieniowania reliktowego oraz sporządziła dokładniejszą niż kiedykolwiek mapę rozkładujej fluktuacji na całym niebie. Zespołowi WMAP, kierowanemu przez dr. Charlesa L. Bennetta,udało się znaleźć odpowiedź na większość pytań dotyczących Wielkiego Wybuchu z wyjątkiemdwóch, niezwykle istotnych: co zainicjowało Wielki Wybuch i czym jest ciemna energia.Dzięki badaniom ekipy WMAP wiemy, że

Wszechświat liczy sobie około 13,7 miliarda lat.

Mikrofalowe promieniowanie tła powstało 379 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu.

Pierwsze gwiazdy zaczęły świecić około 200 milionów lat po narodzinach kosmosu.

Wszechświat jest płaski, co jest zgodne z teorią inflacji kosmologicznej (zajrzyj dowcześniejszego podrozdziału „Inflacja: kosmos się rozbiega”).

Rozkład masy we wszechświecie przedstawia się następująco:• materia widzialna (materia barioniczna typu ziemskiego, złożona z atomów): 4%;• ciemna materia (zobacz rozdział 15.): 23%;• ciemna energia: 73%.Wcześniej dysponowaliśmy jedynie przybliżonymi wielkościami tych wskaźników;dziś znamy precyzyjne dane.


Na oficjalnej stronie internetowej Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda, dostępnej podadresem http://map.gsfc.nasa.gov/, znajdziesz o wiele więcej informacji na temat WMAP i jejodkryć. Moim ulubionym działem była zakładka z animacją fluktuacji kwantowych.

Gdzieś, w odległej galaktyce:stała Hubble’a i świece standardowe

Jednym z pytań, na które astronomowie długo nie mogli znaleźć odpowiedzi, było „Jak staryjest wszechświat?”. Dziś, dzięki WMAP, teleskopowi Hubble’a oraz całej rzeszy innychurządzeń pomiarowych, wiemy już, że wszechświat liczy sobie około 13,7 miliarda lat.

W jaki sposób astronomom udało się dokonać tak precyzyjnego pomiaru? W swoich obliczeniachnaukowcy wykorzystali informacje dotyczące zagadnień ściśle związanych z zjawiskiemekspansji wszechświata: stałej Hubble’a i świec standardowych.

Stała Hubble’a:pomachaj galaktykom na pożegnanieSzacunki dotyczące wieku wszechświata opierały się na wskaźniku, który przez dekadyzaprzątał uwagę astronomów: stałej Hubble’a, będącej współczynnikiem obecnej prędkościekspansji kosmosu. Jako pierwszy próbę jego ustalenia podjął amerykański astronom, EdwinHubble, który w roku 1929 znalazł dowody na to, że żyjemy w stale rozszerzającym sięwszechświecie. Zauważył on mianowicie, że wszystkie odległe galaktyki (tj. znajdujące siępoza Grupą Lokalną Galaktyk — piszę o niej w rozdziale 12.) wydają się oddalać od naszejDrogi Mlecznej z olbrzymią prędkością.

Hubble poczynił intrygujące spostrzeżenie: zauważył on, że im większy dystans dzielący danągalaktykę od Drogi Mlecznej, tym większa prędkość, z jaką owa galaktyka oddala się od nas.Owa zależność znana jest dziś jako prawo Hubble’a. Rozważ przypadek dwóch galaktyk,z których jedna znajduje się w odległości dwa razy większej aniżeli druga. Galaktyka znajdującasię dwukrotnie dalej wydaje się „uciekać” od Drogi Mlecznej z prędkością dwukrotnie większąaniżeli bliższy z obiektów (zgodnie z Ogólną Teorią Względności Alberta Einsteina to niegalaktyki oddalają się od siebie — to przestrzeń, w której są umiejscowione, nieustannie sięrozszerza).

Współczynnik proporcjonalności, wiążący prędkość ucieczki galaktyki z jej odległością względemZiemi, znany jest jako stała Hubble’a lub H0. Innymi słowy, prędkość, z jaką określona galaktykaoddala się od nas, jest równa H0 pomnożonemu przez odległość tej galaktyki od Ziemi. H0 jesttym samym wskaźnikiem prędkości ekspansji kosmosu, a co za tym idzie — jego wieku.

Stała Hubble’a jest wyrażana w kilometrach na sekundę na megaparsek (km/s/Mpc; 1 megaparsekodpowiada 3,26 milionom lat świetlnych). Po latach badań naukowcom udało się ustalić, że jejwartość wynosi około 70 (niebagatelny udział w obliczeniach miał Kosmiczny TeleskopHubble’a). Wartość H0=70 oznacza, że galaktyka znajdująca się w odległości 30 Mpc (około100 milionów lat świetlnych) od Ziemi oddala się od niej z prędkością 2100 km/s. Pomiarydokonane przez sondę WMAP sugerowały jej wartość na poziomie 71 — biorąc pod uwagęwcześniejsze rozbieżności (niektórzy badacze twierdzili, że jej wartość wynosi 500) jest toniesłychana wręcz zgodność.

http://map.gsfc.nasa.gov/


Pamiętajmy jednak, że za sprawą ciemnej energii ekspansja wszechświata wciąż przyspiesza.Wartość stałej Hubble’a może za jakiś czas być zupełnie inna. Może warto byłoby rozważyćnazwanie jej „niestałą Hubble’a”?

Świece standardowe: kosmiczna linijkaWiększość metod pomiaru odległości do interesujących nas obiektów opiera się na zastosowaniutzw. świec standardowych — kosmicznego równoważnika żarówki o znanej mocy.

Załóżmy, że jest Ci znana jasność absolutna określonego typu gwiazd. Światło emitowaneprzez odległe źródło słabnie proporcjonalnie do kwadratu odległości dzielącej je od Ziemi,zatem jasność pozorna (obserwowana) znajdującej się w odległej galaktyce gwiazdy tegosamego typu wskazuje, jak daleko znajduje się ta galaktyka.

W pomiarach odległości do najbliższych galaktyk w roli świec standardowych znakomiciesprawdzają się żółtawe, pulsujące gwiazdy znane jako cefeidy (zobacz rozdział 12.), charakteryzującesię regularnymi zmianami jasności. W roku 1912 Henrietta Leavitt z Obserwatorium Harvardaodkryła zależność pomiędzy okresem pulsacji cefeid a ich jasnością absolutną: im dłuższyokres pulsacji, tym większa jasność.

Jako świece standardowe używane są również supernowe typu Ia (zajrzyj do rozdziału 11.).Ze względu na swoją jasność, znacznie przewyższającą jasność cefeid, możemy jeobserwować w o wiele odleglejszych galaktykach. Najnowsze obliczenia stałej Hubble’a,dokonane w oparciu o oba typy świec standardowych oraz dane z sondy WMAP, cechujezdumiewająca wręcz zbieżność. Astronomowie dysponują dziś wiarygodnymi informacjami natemat aktualnej szybkości rozszerzania się wszechświata, wiemy również, że za sprawą ciemnejenergii prędkość ta stale rośnie. Natura ciemnej energii w dalszym ciągu pozostaje jednak dlanas mroczną tajemnicą.

Za pomoc w pracy nad rozdziałem dziękuję Ronowi Cowenowi, felietoniście „Science News”i autorowi artykułów poświęconych astronomii i kosmosowi. Niniejszy rozdział został przezemnie uaktualniony na potrzeby tego wydania Astronomii dla bystrzaków. Opinie wyrażonew rozdziale są wyłącznie osobistymi opiniami autora.

Część V

Dekalogi

268 Część V: Dekalogi

W tej części…zy zdarza Ci się czasem desperacko poszukiwać interesującegotematu do rozmowy w czasie towarzyskich spotkań? Bezskutecznie

zachodzisz w głowę, próbując olśnić swoją elokwencją wszystkichwokół? Po lekturze „Dekalogów” będziesz gotów na kolejną rundęzmagań na towarzyskim ringu. Znajomość przytoczonych tu dziesięciuzaskakujących ciekawostek na temat kosmosu i astronomii sprawi, żewzbudzisz zainteresowanie, gdziekolwiek się zjawisz. Na koniec opowiemCi o dziesięciu najbardziej rozpowszechnionych, lecz błędnych poglądachna temat astronomii, z jakimi stykasz na co dzień i w doniesieniachmedialnych.

C

Rozdział 17: Dziesięć ciekawostek z dziedziny astronomii i kosmosu 269

Rozdział 17

Dziesięć ciekawostek z dziedzinyastronomii i kosmosu

W tym rozdziale:► Cała prawda na temat ogonów komet, skał na Marsie, mikrometeorytów i Wielkiego Wybuchu

na ekranie Twojego telewizora.► Dlaczego odkrycie Plutona nastąpiło przez przypadek, plamy na Słońcu nie są ciemne,

a na powierzchnię Wenus nigdy nie spada deszcz?► Mity na temat przypływów, wybuchające gwiazdy i wyjątkowość Ziemi.

to kilka, moim zdaniem, najbardziej interesujących ciekawostek z dziedziny astronomii,a w szczególności na temat Ziemi i naszego Układu Słonecznego. Dysponując takimi

wiadomościami, możesz bez wahania zgłosić się do telewizyjnego quizu z zakresu wiedzyo kosmosie, niestraszne będą Ci też pytania zadawane przez Twoich krewnych i znajomychw czasie towarzyskich spotkań.

Nosisz maleńkie meteorytyw swoich włosach

Mikrometeoryty, maleńkie cząstki kosmicznego pyłu widoczne jedynie pod mikroskopem,sypią się na Ziemię nieustannym deszczem. Spadają Ci na głowę, gdy tylko wychodzisz z domu.Bez obaw: są tak małe, że bez pomocy najbardziej zaawansowanego sprzętu laboratoryjnegoi najnowocześniejszych technik analiz nie jesteś w stanie ich wykryć. Nikną w przytłaczającejmasie pyłków kwiatowych, cząsteczek smogu, kurzu i — wybacz — łupieżu w Twoichwłosach (więcej szczegółów na temat meteorytów najrozmaitszych rozmiarów znajdzieszw rozdziale 4.).

Ogon komety często poprzedza jej jądroOgona komety nie można porównać do ogona np. końskiego, który znajduje się zawsze w tymsamym miejscu. Ogon komety jest skierowany zawsze w kierunku przeciwnym do Słońca.Gdy kometa zbliża się do Słońca, jej ogon (lub ogony) podąża za nią, gdy jednak minie już onanaszą gwiazdę i skieruje się ponownie w głąb Układu Słonecznego, to ogon wskazuje kierunekruchu (w rozdziale 4. znajdziesz więcej informacji na temat komet).

O


Ziemia jest zbudowanaz wyjątkowo rzadko występującej materii

Przytłaczającą większość materii w kosmosie stanowi tzw. ciemna materia — niewidzialnyskładnik wszechświata, wciąż jeszcze niezbadany przez astronomów (zajrzyj do rozdziału 15.).Jeśli zaś chodzi o materię widzialną, znacząca jej część ma postać bądź to plazmy (gorący,naładowany elektrycznie gaz, z którego zbudowane są „normalne” gwiazdy ciągu głównego,np. Słońce), bądź materii zdegenerowanej (tj. takiej, w której całe atomy lub nawet jądraatomów są miażdżone niewyobrażalnym ciśnieniem otoczenia; ta postać występuje w białychkarłach i gwiazdach neutronowych — zajrzyj do rozdziału 11.). I plazmy i ciemnej lubzdegenerowanej materii próżno jednak szukać na Ziemi. W porównaniu z ogromem kosmosuto my, Ziemianie, jesteśmy Obcymi (zajrzyj do rozdziału 5.; znajdziesz tam więcej informacjina temat unikalnych właściwości naszej planety).

Przypływy występująpo obu stronach Ziemi w tym samym czasie

Przypływy oceaniczne po stronie Ziemi zwróconej ku Księżycowi nie są ani o jotę potężniejszeaniżeli występujące w tym samym czasie przypływy po przeciwległej stronie planety. Może toprzeczyć zdrowemu rozsądkowi, jednak z pewnością nie analizie fizycznej i matematycznej(analogicznie w przypadku niewielkich przypływów wywoływanych przez Słońce). Więcej natemat Księżyca przeczytasz w rozdziale 5.

Deszcz nigdy nie docierado powierzchni Wenus

Wenusjański deszcz, którym jest żrący kwas siarkowy, nie jest w stanie niczego zmoczyć— wyparowuje, nie osiągnąwszy powierzchni planety (ten typ opadu nosi nazwę virga;więcej na temat Wenus przeczytasz w rozdziale 6.).

Na Ziemi roi się od skałpochodzenia marsjańskiego

Jak do tej pory udało się znaleźć na Ziemi ponad 30 meteorytów pochodzących z Marsa.Z powierzchni Czerwonej Planety wyrzucane są za sprawą uderzających w nią bardziejmasywnych obiektów pochodzących najprawdopodobniej z pasa asteroid (informacje na tematasteroid znajdziesz w rozdziale 7.). Należy mieć na uwadze, że są to obiekty, które bezdyskusyjniezostały zakwalifikowane przez naukowców jako mające pochodzenie marsjańskie. Na powierzchninaszej planety musiało z pewnością wylądować o wiele więcej kosmicznych „podróżników”z Marsa, jednak ze względu na to, że meteoryty spadały zapewne do oceanu lub na niezaludnionychterenach, szanse ich odnalezienia są znikome (więcej na temat Marsa przeczytasz w rozdziale 6.).

Rozdział 17: Dziesięć ciekawostek z dziedziny astronomii i kosmosu 271

Pluton został odkrytyna podstawie założeń błędnej teorii

Istnienie i przybliżone położenie mającego dziś status planety karłowatej Plutona przewidziałamerykański astronom Percival Lowell, obiekt odkrył jednak kto inny. Dokonał tego ClydeTombaugh, który skierował teleskop we wskazane przez Lowella miejsce. Naukowcy wiedządziś jednak, że teoria, która wywodziła istnienie Plutona z wywoływanych przez niegograwitacyjnych zaburzeń ruchu Urana, była błędna: masa Plutona jest na tyle mała, że nie byłon w stanie spowodować zaburzeń ruchu o wiele bardziej masywnego Urana. Co więcej,okazało się, że owo „oddziaływanie grawitacyjne” było jedynie… błędem w pomiarach ruchuUrana (w owym czasie astronomowie wiedzieli zbyt mało o ruchu Neptuna, aby powiązać goz „zaobserwowanymi” zaburzeniami). Odkrycie Plutona kosztowało astronomów wielewysiłku, gdy jednak już nastąpiło, był to czysty przypadek (więcej o Plutonie przeczytaszw rozdziale 9.).

Plamy na Słońcu nie są ciemneNiemal każdy „wie”, że plamy na Słońcu to „ciemne” obszary na jego powierzchni.W rzeczywistości jednak plamy słoneczne to nic innego jak miejsca, w których gorący solarnygaz ma nieco niższą temperaturę aniżeli otoczenie (wyjaśniam to szerzej w rozdziale 10.).Plamy wydają się ciemne na tle rozgrzanego do białości otoczenia, gdybyś jednak mógł„wykroić” je ze Słońca, oślepiłyby Cię swoją jasnością.

Gwiazda, którą obserwujesz,być może już nie istnieje

Eta Carinae jest jedną z najbardziej masywnych i najjaśniejszych gwiazd na naszej galaktyce.Astronomowie przewidują, że w każdej chwili (o ile już tak się nie stało) może ona przekształcićsię w potężną supernową. Ponieważ jednak światło wyemitowane przez eta Carinae biegniedo Ziemi ponad 9 tysięcy lat, eksplozję, która mogła mieć miejsce przed 9 tysiącami lat,dopiero zobaczymy (w rozdziale 11. dowiesz się więcej na temat cykli życiowych gwiazd).

Niewykluczone, że oglądałeśWielki Wybuch w swoim starym telewizorze

Śnieżenie (zakłócenia w odbiorze sygnału telewizyjnego, mające postać pasów bądź małychplamek przypominających płatki śniegu), typowe dla przestarzałych, czarno-białychtelewizorów, to w rzeczywistości odbierane przez telewizor fale radiowe emitowane przezpromieniowanie reliktowe (mikrofalowe promieniowanie tła) — poświata młodego kosmosu,powstała w następstwie Wielkiego Wybuchu. Odkrycia promieniowania dokonali specjaliściz Bell Telephone Laboratories, którzy podczas jednego z eksperymentów usłyszeli w odbiornikachradiowych tajemnicze „szumy”. Analizowano wiele koncepcji pochodzenia zagadkowychzakłóceń, a jedną z nich były… gołębie odchody zanieczyszczające antenę.

Rozdział 18

Dziesięć najbardziejrozpowszechnionych

fałszywych wyobrażeńna temat astronomii i kosmosu

W tym rozdziale:► Poznaj najbardziej rozpowszechnione błędne wyobrażenia dotyczące astronomii.► Najczęściej pojawiające się przekłamania w doniesieniach medialnych i programach rozrywkowych.

zytając gazety, oglądając wieczorne wiadomości telewizyjne, buszując w Internecie czy choćbyrozmawiając z przyjaciółmi — niemal na co dzień masz okazję zetknąć się z pokutującymi

powszechnie, błędnymi wyobrażeniami i przekonaniami na temat astronomii. W tym rozdzialeprzybliżam te najbardziej popularne.

„Światło tej gwiazdy potrzebuje tysiąca latświetlnych, aby dotrzeć do Ziemi”

Wielu ludzi mylnie bierze rok świetlny za miarę czasu na równi z takimi jednostkami jakdzień, miesiąc lub „zwykły” rok. Rok świetlny to jednak nie jednostka czasu, ale odległości,i odpowiada dystansowi, jaki pokonuje światło w próżni w ciągu jednego roku (zajrzyj dorozdziału 1.).

Dopiero co spadły meteoryt jest wciąż gorącyW rzeczywistości jest dokładnie na odwrót: meteoryt, który dopiero co „wylądował” napowierzchni Ziemi, jest chłodny; niekiedy (na skutek kontaktu z wilgocią w powietrzu) nazimnej kosmicznej skale tworzy się nawet szron. Ktoś, kto opowiada Ci, że usiłując podnieśćz ziemi dopiero co spadły meteoryt, poparzył sobie palce, prawdopodobnie próbuje Cię nabrać(więcej o meteorytach napisałem w rozdziale 4.).

C


Lato nadchodzi, gdy Ziemiamaksymalnie zbliży się do Słońca

Pogląd, że lato nadchodzi, gdy Ziemia w swojej wędrówce wokół Słońca znajdzie sięw maksymalnym zbliżeniu do naszej gwiazdy, przeczy zdrowemu rozsądkowi, nie zmieniato jednak faktu, że jest to jedno z najbardziej rozpowszechnionych mylnych przekonańdotyczących astronomii. Wystarczy uzmysłowić sobie, że w czasie, gdy Polacy kąpią sięw promieniach słońca, australijskie dzieci obrzucają się śnieżkami. A przecież Australiaznajduje się w tym czasie dokładnie w takiej samej odległości od Słońca co Polska (więcejna temat pór roku przeczytasz w rozdziale 5.).

Gwiazda Poranna jest gwiazdąGwiazda Poranna nie jest gwiazdą — jest nią zawsze planeta. Co więcej, bywają noce, w czasiektórych na niebie pojawiają się dwie Gwiazdy Poranne (np. Merkury i Wenus). Tak samo jestw przypadku Gwiazdy Wieczornej: zawsze widzisz planetę, a bywa, że i dwie. Niewłaściwa jestrównież nazwa „spadająca gwiazda” — to błysk przedzierającego się przez ziemską atmosferęmeteoroidu (więcej w rozdziale 4.). Wiele „gwiazd”, które widzisz co dzień na ekranietelewizora, to takie właśnie efemerydy — pozwól im cieszyć się ich pięcioma minutami sławy.

Gdybyś wybrał się na wakacje na pasplanetoid, zobaczyłbyś wokół siebie ichniezliczone gromady

W niemal każdym filmie, w którym pojawia się motyw podróży kosmicznej, widzisz takąscenę: nieustraszony pilot zręcznie lawiruje rakietą między setkami planetoid, pomykającychzewsząd i we wszystkich kierunkach, niekiedy po kilka na raz. Twórcy filmowi nie zdają sobiejednak sprawy z ogromu Układu Słonecznego lub ignorują ten fakt dla zwiększeniadramatyzmu. Gdybyś stanął na asteroidzie w samym środku rozciągającego się pomiędzyMarsem a Jowiszem pasa planetoid, mógłbyś mówić o szczęściu, gdyby okiem nieuzbrojonymudało Ci się dostrzec więcej niż jedną lub dwie asteroidy (więcej informacji na ich tematzainteresowani znajdą w rozdziale 7.).

Wysadzenie ładunkiem nuklearnymplanetoidy znajdującej się na kursiekolizyjnym z Ziemią uratuje naszą planetę

W powszechnej świadomości funkcjonuje wiele mitów i obiegowych, mylnych opinii na tematasteroid. Powszechną ignorancję potęgują dodatkowo liczne ostatnio doniesienia medialnei filmy katastroficzne na temat „zabójczych” asteroid czyhających na naszą bezbronną planetę.

Rozdział 18: Dziesięć najbardziej rozpowszechnionych fałszywych wyobrażeń 275

Wysadzenie za pomocą ładunku nuklearnego planetoidy zmierzającej wprost ku Ziemispowoduje jedynie, że powstanie rój równie morderczych, a tylko mniejszych jej fragmentów,w dalszym ciągu pędzących w kierunku naszej planety. Lepszym pomysłem wydaje sięumieszczenie na powierzchni kosmicznego intruza silnika rakietowego. Za jego pomocąmoglibyśmy zmienić kurs asteroidy o tyle, by w tym samym czasie nie znalazła się w tymsamym punkcie przestrzeni co Ziemia.

Planetoidy są okrągłei wyglądają jak małe planety

Kilka spośród największych asteroid jest rzeczywiście okrągłych, jednak ich większość to bryłyskały lub żelaza o nieregularnym kształcie. Wiele z nich przypomina gigantyczne, zryte krateramiziemniaki lub orzeszki ziemne.

Słońce jest niczymniewyróżniającą się gwiazdą

Oglądając telewizję, wertując prasę lub czytając publikacje poświęcone astronomii z pewnościąnie raz zdarzyło Ci się spotkać się z opinią, że Słońce jest typową i przeciętną gwiazdą, od jakich roisię we wszechświecie. Co ciekawe, poglądy tego rodzaju wygłaszają również zawodowiastronomowie, którzy z racji wykonywanej profesji powinni mieć lepszą orientację w zagadnieniu.W rzeczywistości bowiem przytłaczająca większość gwiazd jest mniejsza, słabsza, chłodniejszai mniej masywna aniżeli nasze Słońce (zajrzyj do rozdziału 10.).

Teleskop Hubble’a przemierza wszechświati fotografuje obiekty z bliska

Mylą się ci, którzy sądzą, że aby wykonać wszystkie te wspaniałe, urzekające zdjęcia galaktyk,mgławic i gromad gwiazd (zajrzyj do rozdziału 12.), Kosmiczny Teleskop Hubble’a musizbliżyć się do nich na niewielką odległość — teleskop fotografuje wszechświat, poruszając siępo orbicie okołoziemskiej. Znakomitą jakość wykonywanych zdjęć zawdzięczmy doskonałemuwykonaniu poszczególnych komponentów urządzenia (zwłaszcza elementów optyki), a takżeumiejscowieniu teleskopu ponad atmosferą Ziemi, zniekształcającą obraz odbierany przezteleskopy naziemne.

„Teoria Wielkiego Wybuchu legła w gruzach”Za każdym razem, gdy astronomowie obwieszczają odkrycie, które nie pasuje do przyjętychteorii kosmologicznych, media na wyścigi ogłaszają „zawalenie się koncepcji WielkiegoWybuchu” (wyjaśnienie zjawiska Wielkiego Wybuchu znajdziesz w rozdziale 16.). Tymczasemodkrycie to nic innego, jak stwierdzenie rozbieżności pomiędzy obserwowaną ekspansją


wszechświata a jej matematycznym opisem. Współzawodniczące koncepcje, w tym takie, którewpisują się w najnowsze doniesienia, są w dalszym ciągu zgodne z teorią Wielkiego Wybuchu,różnią się jedynie w szczegółach.

Część VI

Dodatki

278 Część VI: Dodatki

W tej części… dodatku A znajdziesz mapy nieba, które pomogą Ci odnaleźć naniebie interesującą Cię gwiazdę. Zamieszczony na końcu książki

słowniczek podstawowych terminów z zakresu astronomii (dodatek B)pozwoli Ci zaś sprawniej poruszać się po pasjonującym świecie Twojegogwiezdnego hobby.

W

Dodatek A

Mapy niebaa kilku kolejnych stronach znajdziesz mapy nieba, opracowane zarówno dla półkulipółnocnej, jak i południowej. Niech służą Ci jako przewodnik w trakcie Twoich

pierwszych gwiezdnych eskapad.N

Dodatek A Mapy nieba 281

Dodatek B

SłowniczekAktywność słoneczna: zmiany zachodzące nieustannie na powierzchni i w atmosferzesłonecznej. Aktywność słoneczna przejawia się m.in. rozbłyskami, koronalnymi wyrzutamimasy, a także cyklicznym pojawianiem się plam na powierzchni gwiazdy.

Antymateria: materia złożona z antycząstek mających identyczną masę jak zwykłe cząstki,ale przeciwny ładunek elektryczny.

Asteryzm: charakterystyczny, mający własną nazwę układ gwiazd na niebie, nienależącydo 88 oficjalnie uznawanych gwiazdozbiorów.

Biały karzeł: stopniowo gasnący niewielki obiekt gwiazdowy o dużej gęstości, emitującyzgromadzone wcześniej ciepło.

Bolid: wyjątkowo jasny meteor; jego przelotowi może towarzyszyć głośny huk lub dźwiękprzypominający odgłos eksplozji.

Ciemna energia: niewyjaśnione dotychczas zjawisko fizyczne, mające postać odpychającejsiły grawitacyjnej; za sprawą ciemnej energii prędkość ekspansji wszechświata stale rośnie.

Ciemna materia: nieznana substancja wypełniająca przestrzeń; oddziałuje grawitacyjniena ciała niebieskie, dzięki czemu astronomowie wykrywają jej położenie.

Czarna dziura: obiekt o grawitacji tak potężnej, że nic, nawet promień światła, nie jest w staniewydostać się z jego wnętrza.

Czerwony olbrzym: masywna, jasna gwiazda charakteryzująca się niską temperaturąpowierzchni.

Efekt Dopplera: zjawisko fizyczne, polegające na pozornej zmianie częstotliwości fali światłalub dźwięku odbieranej przez obserwatora, wywołanej zmianą położenia źródła fal względemobserwatora.

Ekliptyka: szlak pozornej wędrówki Słońca na tle gwiazdozbiorów zodiakalnych.

Galaktyka: ogromne skupisko miliardów gwiazd, wypełnione niekiedy obłokamigazowo-pyłowymi.

Gromada gwiazd: grupa uformowanych w tym samym czasie gwiazd związanychwzajemnym przyciąganiem grawitacyjnym (wśród typów gromad gwiazd wyróżnia sięgromady otwarte i kuliste).

Gwiazda: skupisko gorącej materii gazowej spajanej siłą własnej grawitacji i napędzanereakcją termojądrową zachodzącą w jego wnętrzu.


Gwiazda neutronowa: obiekt mierzący kilkadziesiąt kilometrów średnicy o masie przekraczającejmasę Słońca (wszystkie pulsary są gwiazdami neutronowymi, jednak nie wszystkie gwiazdyneutronowe to pulsary).

Gwiazda podwójna: układ dwóch gwiazd, które obserwowane z Ziemi wydają się znajdowaćblisko siebie; wyróżnia się gwiazdy fizycznie podwójne (układy podwójne) — w rzeczywistościpołożone blisko siebie, oraz gwiazdy optycznie podwójne — niemające ze sobą jakiegokolwiekzwiązku i położone w różnej odległości od Ziemi.

Gwiazda zmienna: gwiazda charakteryzująca się zauważalnymi zmianami jasności.

Gwiazdozbiór: jedna z 88 części, na które została podzielona sfera niebieska. Gwiazdozbiorynoszą zazwyczaj nazwy pochodzące od zwierząt, przedmiotów, starożytnych bóstw i mitycznychbohaterów.

Kometa: zbudowane z lodu i pyłu ciało niebieskie krążące wokół Słońca.

Krater: okrągłe zagłębienie na powierzchni planety, satelity lub planetoidy, będące następstwemuderzenia w nią innego ciała niebieskiego, erupcji wulkanicznej lub zapadnięcia się określonegoobszaru.

Kwazar: niewielki, ekstremalnie jasny obiekt w centrum galaktyki; uważa się, że jestodpowiedzialny za emisję znacznej części energii wypromieniowywanej przez otoczenieczarnej dziury.

Meteor: błysk światła spowodowany przejściem meteoroidu przez ziemską atmosferę; dośćczęsto błędnie utożsamiany z samym meteoroidem.

Meteoroid: dryfujący w przestrzeni kosmicznej odłamek zbudowany ze skały i (lub) metalu,najczęściej fragment planetoidy.

Meteoryt: meteoroid spadły na powierzchnię ziemi.

Mgławica: unoszący się w przestrzeni obłok gazu i pyłu, emitujący, odbijający i (lub)absorbujący światło.

Mgławica planetarna: świecący, rozprzestrzeniający się obłok gazowy, wyrzucony przezumierającą gwiazdę typu słonecznego.

Neutrino: cząstka subatomowa mająca zerowy ładunek elektryczny i znikomą masę; przenikaprzez całe planety, a nawet przez Słońce.

Obiekt bliski Ziemi: planetoida lub kometa poruszająca się po orbicie na tyle bliskiej orbicieZiemi, że istnieje realne niebezpieczeństwo zderzenia obu ciał (ang. NEO – Near Earth Object).

Orbita: tor, po którym ciało niebieskie (lub pojazd kosmiczny) porusza się w kosmosie.

Planeta: duży obiekt astronomiczny o okrągłym kształcie, powstały ze spłaszczonego dyskumaterii gazowo-pyłowej otaczającego młode gwiazdy.

Planetoida: zbudowane ze skały i (lub) metalu niewielkie ciało niebieskie krążące wokółSłońca.

Przesunięcie ku czerwieni: wzrost długości fali dźwięku lub światła, spowodowany częstoefektem Dopplera bądź — w przypadku odległych galaktyk — postępującą ekspansją wszechświata.

Dodatek B Słowniczek 289

Pulsar: rotujące z olbrzymią prędkością, niewielkie i ekstremalnie gęste ciało niebieskie;źródło światła, fal radiowych i (lub) promieni rentgenowskich, emitowanych w postaci jednejlub więcej wiązek (przypominających snopy światła wysyłane przez latarnię morską).

Rozbłysk promieniowania gamma: nagły wyrzut promieniowania gamma z odległego,przypadkowego punktu w kosmosie (ang. GRB – Gamma Ray Burst).

Rotacja: obrót obiektu wokół własnej osi.

Seeing: parametr określający stabilność atmosfery w miejscu przeprowadzanej obserwacjiastronomicznej (dobry seeing oznacza, że obraz, jaki ukaże się w obiektywie teleskopu, będzieostry).

SETI: (ang. Search for Extra-Terrestrial Intelligence) wieloletni program naukowy, mający na celunawiązanie kontaktu z inteligentnymi cywilizacjami pozaziemskimi poprzez poszukiwaniewyemitowanych przez nie sygnałów radiowych i świetlnych.

Supernowa: potężna eksplozja gwiazdy, w której wyniku ulega ona całkowitemu zniszczeniui przekształca się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

Terminator: linia oddzielająca oświetloną i ciemną część ciała niebieskiego świecącegoświatłem odbitym.

Tranzyt: przejście ciała niebieskiego na tle tarczy obiektu o większych rozmiarach (np. tranzytMerkurego przez tarczę Słońca).

Typ widmowy: klasyfikacja gwiazd oparta na widmie emitowanego przez nie światławidzialnego; podstawowym czynnikiem decydującym o postaci widma jest temperatura napowierzchni gwiazdy.

Układ podwójny: układ dwóch gwiazd obiegających wspólny środek masy.

Zaćmienie: częściowy (zaćmienie częściowe) lub całkowity (zaćmienie całkowite) zanikwidoczności ciała niebieskiego, spowodowany przejściem na jego tle innego obiektu lubwejściem w strefę cienia rzucanego przez inny obiekt.

Zakrycie (okultacja): zjawisko polegające na przejściu ciała niebieskiego przed innymciałem niebieskim. W jego rezultacie obiekt położony dalej staje się na pewien czasniewidoczny dla obserwatora.

Zenit: punkt na niebie znajdujący się bezpośrednio nad obserwatorem.

Miary odległości stosowane w astronomiiDeklinacja: współrzędna określająca położenie ciała niebieskiego, skorelowana z szerokościągeograficzną na Ziemi i wyrażana w stopniach — dodatnich lub ujemnych (w zależności odpołożenia obiektu względem płaszczyzny równika niebieskiego).

Jednostka astronomiczna (j.a. albo AU): miara odległości w przestrzeni kosmicznej,równa przeciętnemu dystansowi dzielącemu Ziemię i Słońce tj. około 150 milionówkilometrów.


Magnitudo (mag): miara jasności obserwowanej gwiazdy; im mniejsza jej wartość, tymjaśniejsza jest obserwowana gwiazda. Dla przykładu: gwiazda o jasności 1 magnitudo (gwiazdapierwszej wielkości) jest około 100 razy jaśniejsza aniżeli obiekt o jasności 6 mag (gwiazdaszóstej wielkości).

Minuta/sekunda kątowa: jednostka miary kąta na niebie. Pełny okrąg zatoczony wokół sferyniebieskiej mierzy 360 stopni. 1 stopień dzieli się na 60 minut kątowych (lub minut kąta),1 minuta kąta to z kolei 60 sekund kątowych (lub sekund kąta).

Rektascensja: współrzędna określająca położenie ciała niebieskiego, skorelowana z ziemskądługością geograficzną i wyrażana w godzinach. Rektascensja liczona jest w kierunku nawschód, począwszy od punktu Barana (równonocy wiosennej), tj. miejsca przecięcia sięrównika niebieskiego z ekliptyką. Moment przejścia Słońca przez punkt Barana stanowipoczątek astronomicznej wiosny.

Rok świetlny: dystans, jaki światło przebywa w próżni w ciągu jednego roku,równy ok. 9,5 miliarda kilometrów.

Skorowidz47 Tucanae, 21051 Pegasi, 245

AAAVSO, 201Achernar, 59Acrux, 60active galactic nuclei, 232adaptacja, 76adaptacja oka, 60AGN, 232aksjony, 252aktywne jądra galaktyk, 232, 233aktywność słoneczna, 159Al Tarf, 31Aldebaran, 58, 60alfa, 29alfa Aurigae — Kapella, 31Alfa Canis Maioris, 29alfa Centauri, 199alfa Centauri C, 199alfa Lyrae, 200alfa Orionis, 200alfabet grecki, 30Allen Telescope Array, 243ALPO, 123Altair, 60AM Herculis, 196Andromeda, 28, 29, 37, 219anizotropia, 263Antares, 60antymateria, 254antypody Caloris, 110antyprotony, 254apertura, 62aphelium, 147Arktur, 59asocjacje, 205

OB, 207, 210asteroidy, 127, 130

poszukiwanie, 132

asteryzm, 29Astronomers Inn, 53astronomia, 17, 25, 26Astronomical Unit, 38ATA, 243atlas nieba, 35atmosfera, 94AU, 38Auriga, 31aurora australis, 93aurora borealis, 93

Bbadania naukowe, 51barionowa ciemna materia, 251bariony, 251barwa gwiazdy, 185barycentrum, 190Basen Caloris, 110baza danych kraterów uderzeniowych, 130beta, 29beta Cancri, 31Betelgeuse, 58, 59Betelgeza, 200biała dziura, 228biały karzeł, 164, 181, 188biegunowość Słońca, 161Big Bang, 41, 257biosfera, 94BL Lac, 232BL Lacertae, 232blazary, 233bolidy, 73brązowe karły, 189brudna kula lodowa, 78

CCaloris, 110całkowite zaćmienia Księżyca, 103całkowite zaćmienia Słońca, 174


Cancer, 31Canis Maior, 29Canis Maioris, 29cefeidy, 194Centaurus A, 221Central European Summer Time, 97Centralne Biuro Telegramów Astronomicznych, 84centrum, 205Ceres, 128CEST, 97chromosfera, 158ciemna energia, 261ciemna materia, 249, 251, 270ciemność nieba, 122COAA, 53COBE, 263Congress, 241Coordinated Universal Time, 97Crater Meteor, 130Crux, 28Cygnus, 28, 29cykl magnetyczny Słońca, 161cykl plam słonecznych, 160cykle ewolucyjne gwiazd, 177cypel pąkli, 205czarne dziury, 184, 225, 234

biała dziura, 228budowa, 226dysk akrecyjny, 226, 228gwiazdowe, 184horyzont zdarzeń, 185, 226małomasywne, 184materia, 226osobliwość, 226, 227otoczenie, 228rozmiary, 185, 227serce, 226supermasywne, 184średniomasywne, 185tunel czasoprzestrzenny, 227zakrzywienie czasoprzestrzeni, 229

czas, 95letni, 97uniwersalny, 97

czas połowicznego rozpadu (zaniku), 99czasopisma, 44, 45czerwony nadolbrzym, 181czerwony olbrzym, 177, 180czerwony prostokąt, 205częściowe zaćmienia Księżyca, 103częściowe zaćmienie Słońca, 172

Ddatowanie izotopowe, 99Daylight Saving Time, 97Dec, 38, 39deklinacja, 38, 39, 117Delta Akwarydy, 75Deneb, 60deszcz meteorów, 73, 74diagram H-R, 186, 187Dirac Paul, 254długość dnia, 96długość ekliptyczna, 117długość galaktyczna, 206dno morskie Ziemi, 96doba gwiazdowa, 96dolina ryftowa, 96Droga Mleczna, 41, 60, 203

asocjacje, 205centrum, 205cypel pąkli, 205czerwony prostokąt, 205dysk galaktyczny, 207kształt, 205obszary międzyramienne, 205płaszczyzna galaktyki, 205Red Rectangle, 205równik galaktyczny, 205zgrubienie centralne, 205

dryf kontynentalny, 92DST, 97Dubhe, 57dysk akrecyjny, 226, 228dysk galaktyczny, 205dzielność promieniowania Słońca, 156, 161dzień, 96dżet, 231

EEarth Impact Database, 130efekt cieplarniany, 115efekt Dopplera, 190, 191efekt Starka, 192efekt Zeemana, 192Einstein Albert, 40ekliptyka, 57, 99, 117ekspansja wszechświata, 258eksplozja supernowej, 182elongacja, 116, 117Eta Akwarydy, 75

Skorowidz 293

Eta Carinae, 271Europa, 138, 139ewolucja Wszechświata, 257

Ffałszywy kolor, 66fazy Księżyca, 100fazy Wenus, 119feston, 137Fieldview Guest House, 53filtry

H-alfa, 160, 167o pełnej aperturze, 168pozaosiowe, 168słoneczne, 67

fireball, 73, 74fluktuacje kwantowe, 259Fomalhaut, 60fotina, 252fotografowanie meteorów, 78fotosfera, 157Foucault Bernard Léon, 56

Ggalaktyka-gospodarz, 231galaktyki, 203, 215

Andromeda, 37, 219Centaurus A, 221eliptyczne, 217gromada bogata, 222gromada galaktyk, 217, 222Grupa Lokalna Galaktyk, 221karłowate, 218klasyfikacja morfologiczna, 218Mały Obłok Magellana, 220NGC 253, 221nieregularne, 218o niskiej absolutnej jasności powierzchniowej, 218obserwacja, 219pustki, 222Seyferta, 233soczewkowate, 217Sombrero, 220spiralne, 216spiralne z poprzeczką, 216supergromady, 222w Trójkącie, 219Wielki Obłok Magellana, 220Wielkie Ściany, 222Wirowa, 220

Ganimedes, 138, 139Geminidy, 75geografia nieba, 56geosfery, 93gęstość krytyczna wszechświata, 251głowa komety, 78Głowa Węża, 29GMT, 97gorący jowisz, 246góry księżycowe, 104grawitacja, 40Greenwich Mean Time, 97gromada galaktyk, 217, 222Gromada Galaktyk w Pannie, 203Gromada Żłobek, 208gromady gwiazd, 207

asocjacje typu OB, 207, 210kuliste, 207, 209otwarte, 207

gromady kuliste, 195Grupa Lokalna Galaktyk, 203, 218, 221Guth Alan, 259Gwiazda Polarna, 56, 57Gwiazda Poranna, 274gwiazdowa czarna dziura, 184gwiazdozbiory, 26, 29

najjaśniejsze gwiazdy, 31Wężownik, 29

gwiazdy, 27, 28, 29, 155, 177alfa, 29alfa Centauri, 199alfa Centauri C, 199alfa Orionis, 200barwa, 185beta, 29Betelgeza, 200biały karzeł, 181brązowe karły, 189cefeidy, 194centralne mgławic planetarnych, 181ciąg główny, 177, 179cykle ewolucyjne, 177czarne dziury, 184czerwony nadolbrzym, 181czerwony olbrzym, 177, 180diagram H-R, 186efekt Dopplera, 190gęstość, 180gromady kuliste, 195hipernowa, 197jasność, 185, 186


gwiazdymasa, 185, 187Mira, 195mirydy, 195młody obiekt gwiazdowy, 177, 178, 179neutronowe, 183nowe, 196obiekty Herbiga-Haro, 179okołobiegunowe, 58optycznie podwójne, 56poczwórne, 193podwójne, 56, 133, 189, 190porównania, 55, 201potrójne, 193protogwiazdy, 179Proxima Centauri, 199pulsar, 183pulsujące, 194rozbłyskowe, 195schyłkowy etap cyklu życiowego, 181supernowa, 182, 196Syriusz, 199średniej wielkości, 180T Tauri, 179typy widmowe, 185, 186, 187wielokrotne, 189, 193wybuchowe, 196YSO, 178zależność okres-jasność, 194zmienne, 193zmienne długookresowe, 195zmienne fizycznie, 193zmienne kataklizmiczne, 196zmienne RR Lyrae, 194zmienne z powodu warunków zewnętrznych, 194zmienne zaćmieniowe, 197

gwiezdny zlot, 50

HHadar, 59H-alfa, 158, 160, 167halo, 160, 250hel, 258Heraklides z Pontu, 56Hertzsprung Ejnar, 185H-H, 179Hiady, 208hipernowa, 197Hipparchos z Nikei, 35horyzont zdarzeń, 185, 226host galaxy, 231Hubble Edwin, 258

Hydra, 28hydrosfera, 93Hygiea, 128

IIC, 35Index Catalogue, 35inflacja, 259, 260Io, 138, 139IOTA, 133IRAS-Iraki-Alcock, 82Iridium, 86izotopy promieniotwórcze, 99

Jj.a., 38jakość obserwowanego obrazu, 69jasność, 36

absolutna, 61gwiazdy, 185, 186kwazar, 231obserwowana, 61

jądro, 78, 157jednostka astronomiczna, 38jednostki kątowe, 120Jowisz, 135, 136

księżyce galileuszowe, 138, 139obserwacja księżyców, 140strefy, 136Wielka Czerwona Plama, 137zaćmienie księżyca, 140

KKallisto, 138, 139Kanopus, 59Kapella, 59Katalog Messiera, 34KBO, 149klasy gwiazd, 35klasyfikacja aktywnych jąder galaktyk, 232kluby astronomiczne, 44Kobieta w Łańcuchach, 28koma, 79, 81komety, 77, 141

budowa, 78głowa, 78Hale-Boppa, 82Halleya, 77, 79Hyakutake, 60, 82

Skorowidz 295

Ikeya-Seki, 82IRAS-Iraki-Alcock, 82jądro, 78nadawanie nazw, 84poszukiwania, 83stulecia, 81warkocz, 78, 79warkocz gazowy, 80warkocz pyłowy, 79Westa, 82Wielka Kometa Dzienna, 81

koniunkcja, 116, 117, 118konstelacje

Hydra, 28Łabędź, 29Wielki Pies, 29

Kopernik Mikołaj, 123korona, 93, 158kosmiczny pył, 72Kosmiczny Teleskop Hubble’a, 85, 86, 275kosmos, 41Koza, 31kratery uderzeniowe, 103kriosfera, 94kriowulkaniczne zjawiska, 147krótka ogniskowa, 82krzywizna dodatnia, 261krzywizna ujemna, 261Krzyż, 28Krzyż Południa, 28, 215Krzyż Północy, 28Księżyc, 91, 100

całkowite zaćmienia, 103częściowe zaćmienia, 103fazy, 100geologia, 103góry, 104kratery uderzeniowe, 103lunacja, 100mapa, 104mapa odwrotnej strony, 106morza, 103nów, 100obserwacja, 104pełnia, 101promienie, 104rotacja synchroniczna, 106rzeźba powierzchni, 105szczyty centralne, 104temperatury, 106wyżyny, 104zaćmienie, 102

księżyce galileuszowe, 138kształt wszechświata, 260Kuiper Belt Objects, 149kurtyna, 93Kwadrantydy, 75kwazar, 230

blazary, 233definicja, 230galaktyki Seyferta, 233jasność, 231lacertydy, 232o silnej zmienności, 232radiogalaktyki, 233radiowo ciche, 232radiowo głośne, 232widmo, 231

Llacertydy, 232Laguna, 214lata świetlne, 36latarka z czerwonym filtrem, 76lato, 274Levy David, 82liczba Wolfa, 170LINEAR, 132linia delkinacji, 39linia prosta, 229linie Fraunhofera, 191linie rektascensji, 38, 39Lirydy, 75Lisek, 31litosfera, 93lornetka, 55, 61

apertura, 62oznaczenia, 61wielkość powiększenia, 62wybór, 63

Lucida Małego Lwa, 31lucida Wielkiego Psa, 31luminosity, 156lunacja, 100Lutnia, 200

ŁŁabędź, 29łuk, 93


MM13, 210M15, 210MACHO, 252, 253magnetograf słoneczny, 159magnetosfera, 94, 162magnitudo, 31, 35maksimum, 198Maksutow-Cassegrain, 64maksymalna elongacja zachodnia (lub wschodnia), 117Mały Obłok Magellana, 206, 220Mały Pies, 37mapa ciemnej materii, 254mapa Księżyca, 104

odwrotna strona Księżyca, 106mapa nieba, 38, 68, 287mapa wszechświata, 263mare, 103Mariner 10, 110Mars, 112, 115, 121

kanały, 114ruch wsteczny, 122skamieniałości, 115woda, 112życie, 114

Mars Exploration Rover, 115Mars Odyssey, 112masa gwiazdy, 185, 187massive compact halo objects, 252masywne zwarte obiekty halo, 252materia widzialna, 250Meade ETX-90PE, 67, 213MER, 115Merak, 57Merkury, 109, 115, 123

antypody Caloris, 110Basen Caloris, 110morza, 110płaszcz, 110seeing, 125tranzyt, 124

MESSENGER, 110Messier 1, 214Messier 100, 222Messier 104, 220Messier 15, 210Messier 20, 214Messier 27, 214Messier 32, 219Messier 33, 219Messier 42, 214Messier 49, 222

Messier 51, 220Messier 57, 214Messier 8, 214Messier Charles, 34meteoroidy, 71, 127

pochodzenie kometarne, 72pochodzenie planetoidalne, 72

meteory, 71bolidy, 73deszcz meteorów, 73, 74fotografowanie, 78sporadyczne, 73ślad meteorowy, 74

meteoryty, 71, 273kamienne, 72żelazne, 72żelazno-kamienne, 72

Mgławica Oriona, 179mgławice, 210

Ameryka Północna, 214Carina, 215ciemna, 211Hantle, 214Krab, 214Laguna, 214obserwacja, 213obszary H I, 211obszary H II, 211Pierścień, 214Pierścień Południowy, 215planetarne, 212Północny Worek Węgla, 214protoplanetarne, 212refleksyjna, 211Tarantula, 215Trójlistna Koniczyna, 214Wielka Mgławica w Orionie, 214wielki obłok molekularny, 211Worek Węgla, 215

Miecznik, 29mierzenie czasu, 95Międzynarodowa Stacja Kosmiczna, 86mikrofalowe promieniowanie tła, 258, 262, 263mikrometeoryty, 72, 269mikrosoczewkowanie, 198minimum, 198mirydy, 195młody obiekt gwiazdowy, 177, 178, 179moment zakrycia planetoidalnego, 133montaż teleskopu, 65motele astronomiczne, 52MPC, 129multiwersum, 259

Skorowidz 297

Nnadawanie nazw, 84nadolbrzymy, 189najjaśniejsze gwiazdy, 31, 59National Oceanic and Atmospheric Administration, 160nazwy, 84

gwiazdy, 28gwiazdozbiory, 28

Near Earth Objects, 129NEAT, 132NEB, 136NEO, 129, 130, 131Neptun, 135, 145, 147, 151

księżyc, 147neutrina, 163, 252New General Catalogue, 35NGC, 35NGC 205, 219NGC 253, 221NGC 3132, 215NGC 3372, 215NGC 4755, 209NGC 5128, 221NGC 6231, 208NGC 7000, 214Niebarionowa ciemna materia, 252NOAA, 160North Equatorial Belt, 136Nova Search, 201nowe, 196

karłowate, 196nów, 100

OOB, 207obiekty bliskie Ziemi, 129, 131obiekty gwiazdopodobne, 232obiekty Herbiga-Haro, 179obiekty pasa Kuipera, 149obrót Ziemi dookoła własnej osi, 56obserwacja

księżyce Jowisza, 140niebo, 68oko nieuzbrojone, 59planety grupy ziemskiej, 116tranzyty, 245widmo gwiazd podwójnych, 191

obserwacja Słońca, 67, 158, 164, 169filtry mocowane z przodu, 168filtry słoneczne, 167metoda projekcyjna, 165

obserwatorium, 47obszary H I, 211obszary H II, 179, 211obszary międzyramienne, 205ochrona Ziemi przed zdradzieckimi asteroidami, 131odległości pomiędzy gwiazdami, 36odpychająca siła grawitacyjna, 260ogon komety, 269Ogon Węża, 29okular, 64okultacja, 132, 140Omega Centauri, 210Ophiuchus, 29opozycja, 116, 117, 118oprogramowanie, 44, 46Optical SETI, 243optically violently variable quasars, 232Optyczne Poszukiwanie Cywilizacji

Pozaziemskich, 243Orion, 58Orion ShortTube 80mm, 83Orionidy, 75Ośrodek Minor Planet Center, 129otoczka, 157

konwekcyjna, 157wodorowa, 180

OVV, 232owale zorzowe, 93

PPallas, 128pas Kuipera, 149pas planetoid, 127, 274

Ceres, 128Hygiea, 128Pallas, 128Vesta, 128Wielka Czwórka, 128

pasma cienia, 173pasmo zaćmienia całkowitego, 103pasy zakrycia, 133pełnia Księżyca, 101penumbra, 169, 172Penzias Arno Allan, 258perły Baileya, 173Perseidy, 75Perseusz, 28peryhelium, 147PHA, 129, 131Phoenix, 241pierścienie Saturna, 142


plamy słoneczne, 160, 271postępujące, 160prowadzące, 160

planetarium, 47, 49planetoidy, 127, 128, 275planetologia porównawcza, 96, 116planety, 28, 91

dolna, 118gorący jowisz, 246górna, 118karłowate, 149lodowe, 145zewnętrzne, 150

plazma słoneczna, 162Plejady, 207Pluton, 147, 152, 271

przechylenie, 148plutonki, 150płaszcz, 110płaszczyzna galaktyki, 205płaszczyzna orbitalna, 197poczerwienienie grawitacyjne, 229Podwójna gromada Perseusza, 208Polaris, 56, 57polaryzacja, 232pole geomagnetyczne, 95Polluks, 60południowy biegun nieba, 38poprzeczka, 216pory roku, 95, 97poszukiwania

asteroidy, 132ciemna materia, 252planety, 244ukierunkowane poszukiwania, 241

poszukiwania komet, 83metoda systematyczna, 83sposób spontaniczny, 83zgłaszanie nowej komety, 84

Poszukiwania Pozaziemskiej Inteligencji, 237poświata, 93potencjalnie niebezpieczne planetoidy, 129Potentially Hazardous Asteroids, 129powiększenie, 62powłoka wielowarstwowa, 63pozasłoneczne układy planetarne, 237pozostałość po supernowej, 196, 213pozycje gwiazd, 37pozytony, 254północny biegun nieba, 38Północny Worek Węgla, 214

prawo Hubble’a, 41, 264prawo odwrotności kwadratu, 194prędkość nadświetlna, 231prędkość ucieczki, 225Procjon, 59produkt rozpadu, 99progradacja, 144program typu planetarium, 46projekcja, 165projekt Phoenix, 242projekt SETI, 238, 240promienie, 93

gamma, 163rentgenowskie, 230

promieniowanie reliktowe, 258, 262protogwiazdy, 179Proxima Centauri, 37, 195, 199próżnia, 260przejrzystość, 122przejście, 67, 140

Wenus, 120przerwa Cassiniego, 142przesilenie letnie, 99przesilenie zimowe, 99przesunięcie ku czerwieni, 191przypływy, 270Psia Gwiazda, 200PSR 1257+12, 245pulsar, 183pustki, 222

RRA, 38, 39radiant, 75radiogalaktyki, 233radioizotopy, 99Rainbow Symphony, 168Rak, 31reakcja termojądrowa, 155Red Rectangle, 205reflektor Newtona, 165refraktor, 64, 83, 165rekoneksja magnetyczna, 159rektascensja, 38, 117retrogradacja, 122, 144rewersja pola magnetycznego, 96rezonans orbitalny, 150Rigel, 58, 59Rigil Kentaurus, 59rok, 96

galaktyczny, 41świetlny, 36, 273

Skorowidz 299

rotacja, 41synchroniczna, 106

rozbłyski Słońca, 159rój meteorów, 75równanie Drake’a, 238, 240równik galaktyczny, 205równonoc jesienna, 99równonoc wiosenna, 99RR Lyrae, 194ruch gwiazd, 250ruch obiegowy Ziemi, 41, 96ruch wsteczny Marsa, 122ruch Ziemi wokół Słońca, 57Russell Henry Norris, 185

SSagittarius A*, 184satelity, 85Saturn, 135, 141

burze, 143pierścienie, 142przerwa Cassiniego, 142Tytan, 143

Schmidt-Cassegrain, 64schyłkowy etap cyklu życiowego gwiazdy, 181Search for Extra-Terrestrial Intelligence, 180, 237SEB, 136, 137seeing, 69, 122sekunda kątowa, 40SERENDIP, 242, 244SERENDIP Południowy, 242Serpens, 29Serpens Caput, 29Serpens Cauda, 29SETI, 180, 237, 239SETI League, 244SETI@home, 244Seyferta, 233Shoemaker-Levy 9, 141skorupa ziemska, 95skupiskowa struktura wszechświata, 251skwarki, 252słabo oddziałujące masywne cząstki, 252Słoneczne Biuro Śledcze, 163Słońce, 26, 155, 275

aktywność magnetyczna, 159aktywność słoneczna, 159biegunowość, 161budowa, 157chromosfera, 158cykl magnetyczny, 161cykl plam słonecznych, 160

dzielność promieniowania, 156, 161fotosfera, 157halo, 160informacje w Sieci, 175jądro, 157korona, 157, 158koronalne wyrzuty masy, 159kształt, 156magnetograf słoneczny, 159obserwacja, 158, 164otoczka, 157otoczka konwekcyjna, 157plama postępująca, 160plama prowadząca, 160plamy, 160przyszłość, 164rekoneksja magnetyczna, 159rozbłyski, 159rozmiary, 156stała słoneczna, 161strefa barwna, 158strefa konwekcyjna, 157strefa radiacji, 157warstwa przejściowa, 159wiatr słoneczny, 162zaćmienie, 171

soczewkowanie grawitacyjne, 198, 254SOHO, 175sonda Cassini, 144South Equatorial Belt, 136, 137Southern SERENDIP, 242Space Environment Center, 160spadająca gwiazda, 71spektroskopia astronomiczna, 192spektroskopy, 245Spica, 60spontaniczny poszukiwania komet, 83spotkania obserwacyjne, 49sprzęt do obserwacji nieba, 55stała Hubble’a, 264stała słoneczna, 161Star Hill Inn, 53StarGazers Inn & Observatory, 53Starry Night, 46strefa barwna, 158strefa konwekcyjna, 157strefy czasowe, 97strefy zorzowe, 93strony internetowe, 44supergromady, 222supermasywna czarna dziura, 184Supernova Search, 201supernovae, 182


supernowa, 182, 196Syriusz, 29, 30, 31, 35, 58, 59, 199system bustrofedoniczny, 84system planetarny Ypsilon Andromedae, 247szczyty centralne, 104szerokość ekliptyczna, 117szerokość galaktyczna, 206Szkatułka Klejnotów, 209sztuczne satelity, 85

informacje dotyczące prognozowanychprzelotów, 87

obserwacja, 86

Śślad meteorowy, 74średni czas słoneczny, 96średniomasywne czarne dziury, 185światło, 27światło popielate, 120świece standardowe, 265

TT Tauri, 179Tarantula, 206techniki obserwacji Słońca, 164tektonika płyt, 92teleskop, 56, 63

Cassegraina, 64Dobsona, 64klasyfikacja, 64krótka ogniskowa, 82lustra, 64Maksutow-Cassegrain, 64, 67Meade ETX-90PE, 67montaż, 65montaż azymutalny, 65montaż paralaktyczny, 65montaż równikowy, 65Newtona, 64okular, 64refraktor, 64Schmidt-Cassegrain, 64, 67zakup, 66

teoria grawitacji, 40Teoria Wielkiego Wybuchu, 258, 275Teoria Wielkiego Zderzenia, 106Teoria Względności, 41terminator, 105, 119The Jewel Box, 209

The Observers’s Inn, 53The Sky, 47Thousand Oaks Optical, 168tranzyt, 67, 140

Merkury, 124Wenus, 120

Trójlistna Koniczyna, 214Tryton, 147tunel czasoprzestrzenny, 227typ II supernowej, 182Type 3 Plus, 169typy spektralne, 185typy widmowe, 185, 186, 187Tytan, 143

UUjednolicony Model Aktywnych Jąder Galaktyk, 234układ gwiazdy potrójnej, 193Układ Lokalny Galaktyk, 41Układ Słoneczny, 26, 28, 90

Jowisz, 135, 136Księżyc, 91Mars, 112Merkury, 109Neptun, 135, 145, 147pas planetoid, 127Pluton, 147Saturn, 135, 141Uran, 135, 145Wenus, 111Ziemia, 91, 115

układy AM Herculis, 196układy planetarne, 237umbra, 102, 172universal time, 97uniwersalny czas koordynowany, 97Uran, 135, 145, 146, 150

przechylenie, 146Ursa Maior, 28UT, 97UTC, 97

VVery Long Baseline Array, 185, 206Vesta, 128VLBA, 185Vulpecula, 31

Skorowidz 301

Wwahadło Foucaulta, 56warkocz komety, 78, 79wartości liczby Wolfa, 170Wąż, 29Weakly Interacting Massive Particles, 252Wega, 59, 200Wenus, 111, 115

deszcz, 270fazy, 119przejście, 120tranzyt, 120

Wężownik, 29wiatr słoneczny, 80, 162widmo, 185

gwiazdy podwójne, 191widoczność graniczna, 61Wielka Czerwona Plama, 137Wielka Galaktyka Spiralna, 219Wielka Kometa Dzienna, 81Wielka Mgławica Spiralna, 219Wielka Mgławica w Orionie, 214Wielka Niedźwiedzica, 27, 28, 37Wielki Kolaps, 261Wielki Obłok Magellana, 206, 207, 220wielki obłok molekularny, 211Wielki Pies, 29Wielki Wóz, 27, 57Wielki Wybuch, 41, 252, 257, 271Wielkie Ściany, 203, 222wielkość gwiazdowa, 31, 35Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 263Wilson Robert Woodrow, 258WIMPy, 252, 253WMAP, 263Wodnik, 37Wolszczan Aleksander, 245Worek Węgla, 215Woźnica, 31wspomnienie po supernowej, 213wspólny środek masy, 190współrzędne galaktyczne, 206wszechświat, 204, 257wulkany, 92wybuch supernowej typu Ia, 182wychwyt masy, 196wyimaginowane linie deklinacji, 39wyprawy na zaćmienie, 50wyżyny, 104

Yyoung stellar object, 177Ypsilon Andromedae, 247YSO, 177, 178

Zzaćmienie Księżyca, 102zaćmienie Słońca, 50, 171

całkowite zaćmienia, 174częściowe zaćmienie, 172czwarty kontakt, 174drugi kontakt, 172obserwacja, 172pas zaćmienia całkowitego, 174pasma cienia, 173perły Baileya, 173pierścień diamentowy, 174pierwszy kontakt, 172trzeci kontakt, 174

zakrycie, 132zakrzywienie czasoprzestrzeni, 229zakup teleskopu, 66zależność okres-jasność, 194zegary atomowe, 95zerkanie, 119zgrubienie, 234zgrubienie centralne, 205Ziemia, 91, 92, 115, 270

atmosfera, 94biosfera, 94cechy, 92czas, 95, 97długość dnia, 96dno morskie, 96geosfery, 93hydrosfera, 93jądro, 95kriosfera, 94litosfera, 93magnetosfera, 94orbitowanie, 95pory roku, 95, 97przypływy, 270ruch obiegowy, 96skorupa ziemska, 95wiek planety, 99

zimna ciemna materia, 251zjawiska kriowulkaniczne, 147zjawisko mikrosoczewkowania, 198


zloty miłośników astronomii, 50Złota Ryba, 28Zodiak, 57zorza, 162zorza polarna, 93

południowa, 93północna, 93

Żżycie, 247życie na Marsie, 114

Era podboju kosmosu1957 Związek Radziecki wystrzeliwuje Sputnik 1, pierwszego sztucznego satelitę Ziemi; GeoffreyBurbidge, E. Margaret Burbidge, William Fowler oraz Fred Hoyle opisują mechanizm syntezyciężkich pierwiastków w gwiazdach.1958 Za pomocą satelity Explorer 1 James van Allen odkrywa pasy radiacyjne (magnetosferę) Ziemi.1960 Frank Drake zapoczątkowuje projekt badawczy Poszukiwań Inteligencji Pozaziemskiej (SETI —ang. Search for Extraterrestial Intelligence) w Narodowym Obserwatorium Radioastronomicznym w GreekBank w stanie Wirginia (Stany Zjednoczone).1961 Jurij Gagarin jako pierwszy człowiek wykonuje załogowy lot w kosmosie.1963 Walentina Tierieszkowa pierwszą kobietą w kosmosie.1967 Jocelyn Bell Burnell i Anthony Hewish odkrywają pulsary.1969 Neil Armstrong i Buzz Aldrin odbywają spacer po Księżycu1979 Na zdjęciach przesłanych przez sondę Voyager 1, Linda Morabito odkrywa czynne wulkanyna Io, jednym z księżyców Jowisza.1987 Ian Shelton obserwuje najjaśniejszą widoczną gołym okiem supernową od 1604 roku.1990 Wystrzelony zostaje Kosmiczny Teleskop Hubble’a.1991 Aleksander Wolszczan odkrywa planety krążące wokół pulsara — pierwsze planety poza UkłademSłonecznym.1995 Michel Mayor i Didier Queloz odkrywają 51 Pegasi B — pierwszą planetę krążącą wokół gwiazdypodobnej do Słońca.1998 Dwa zespoły naukowców ogłaszają, że ekspansja wszechświata postępuje w coraz szybszymtempie, być może za sprawą nieznanej siły związanej z próżnią w kosmosie.1999 Dane przesłane przez sondę Mars Global Surveyor sugerują, że na Czerwonej Planecie mogłyistnieć kiedyś oceany.2003 Dane zgromadzone przez sondę kosmiczną Wilkinson Microwave Anisotropy Probe pozwalająoszacować wiek wszechświata na 13,7 miliarda lat.2005 Próbnik kosmiczny Huygens ląduje na Tytanie, największym z księżyców Saturna.

Słynne kobiety w astronomiiDawniej:Caroline Herschel (1750 – 1848) odkryła osiem nowych komet.Annie Jump Cannon (1863 – 1941) stworzyła system klasyfikacji gwiazd według ich temperatur.Henrietta Swan Leavitt (1868 – 1921) odkryła metodę precyzyjnego obliczania dystansu w przestrzenikosmicznej.

Dziś:E. Margaret Burbidge — pionierka współczesnych badań nad galaktykami i kwazarami.Jocelyn Bell Burnell — odkrywczyni pulsarów (w ramach badań doktoranckich).Wendy Freedman — czołowa specjalistka w zakresie pomiaru szybkości ekspansji wszechświata.Carolyn C. Porco — amerykańska astronom, liderka projektu badawczego Cassini, mającego nacelu badanie Saturna oraz jego księżyców i pierścieni.Sally Ride — z wykształcenia astrofizyk; pierwsza Amerykanka w przestrzeni kosmicznej.Nancy G. Roman — pierwsza dyrektor programu astronomicznego NASA; przyczyniła siędo rozwoju teleskopów operujących w kosmosie.Vera C. Rubin — badaczka rotacji galaktyk, dowiodła istnienia ciemnej materii.Carolyn Shoemaker — odkrywczyni wielu komet, spośród których jedna uderzyław powierzchnię Jowisza.Jill Tarter — dyrektor projektu Phoenix, największego programu poszukiwania inteligencjipozaziemskiej.

Z astronomią przez tysiąclecia2000 p.n.e. — jak głosi legenda dwaj chińscy astronomowie, którzy nie przewidzieli zaćmieniaSłońca i w jego chwili byli pijani, zostali skazani na śmierć.129 p.n.e. — Hipparchos z Nikei tworzy pierwszy katalog gwiazd.150 n.e — Ptolemeusz ogłasza swoją geocentryczną koncepcję wszechświata.970 — perski astronom Abd al-Rahman al-Sufi tworzy katalog ponad tysiąca gwiazd.1420 — Uług Bek, sułtan Turkiestanu, wznosi ogromne obserwatorium i tworzy tablice planet i gwiazd.1543 — tuż przed swoją śmiercią Mikołaj Kopernik ogłasza heliocentryczną teorię świata.1609 — za pomocą własnoręcznie skonstruowanego teleskopu Galileusz odkrywa kratery naKsiężycu, księżyce Jowisza, odkrywa obecność niezliczonych gwiazd w Drodze Mlecznej i obrótSłońca wokół własnej osi.1666 — Isaac Newton rozpoczyna pracę nad teorią powszechnej grawitacji.1671 — Newton demonstruje swój wynalazek — teleskop reflektorowy.1705 — Edmund Halley przewiduje powrót wielkiej komety w 1758 roku.1758 — w dzień Bożego Narodzenia rolnik i astronom-amator Johann Palitzsch odkrywa powrótkomety, zapowiadany przez Halleya w 1705 roku.1781 — William Herschel odkrywa Urana.1791 — Benjamin Banneker, pierwszy czarnoskóry naukowiec, rozpoczyna pomiary pod lokalizacjęprzyszłej stolicy Stanów Zjednoczonych — Waszyngtonu.1833 — 12 i 13 listopada Abraham Lincoln i tysiące Amerykanów obserwują gigantyczny deszczmeteorów nad Ameryką Północną.1842 — Christian Doppler jako pierwszy zaobserwował i opisał zjawisko zwiększania się (bądźzmniejszania) częstotliwości fali dźwiękowej lub świetlnej, emitowanej przez źródło zmieniająceswoje położenie względem obserwatora.1846 — Johann Galle jako pierwszy dostrzega Neptuna.1910 — Ziemia przechodzi przez warkocz komety Halleya.1916 — Albert Einstein formułuje Ogólną Teorię Względności, która wyjaśnia naturę grawitacji,zakłada istnienie czarnych dziur oraz szczegółowo tłumaczy przyczyny odchylania promieni światłaprzez Słońce oraz zakrzywienie czasoprzestrzeni w pobliżu masywnych, wirujących obiektów.1923 — Edwin Hubble dowodzi istnienia innych galaktyk leżących poza Drogą Mleczną.1926 — wystrzelenie eksperymentalnej rakiety kosmicznej napędzanej paliwem ciekłym. Jejkonstruktorem jest Robert Goddard.1930 — Clyde Tombaugh odkrywa Plutona.1931 — Karl Guthe Jansky odkrywa promieniowanie radiowe Drogi Mlecznej.1939 — Hans Bethe wyjaśnia mechanizm powstawania energii w Słońcu i innych gwiazdach.1940 — Grote Reber tworzy pierwszą radiową mapę nieba.

Notatki

http://program-partnerski.helion.pl/

Astronomia dla bystrzaków - Stephen P. Maran

Education

Transcript of Astronomia dla bystrzaków - Stephen P. Maran