Czy naprawdę zmierzyliśmy wszechświat?
(wersja poprawiona z powodu zbyt dużych niezręczności stylistyczno-skladniowych popełnionych w wersji pierwotnej opublikowanej w POLIS MPC w 2009 roku pt: "Jak zmierzono wszechświat?" cz. 1 i cz. 2. A także nieznacznie przeredagowana i zaktualizowana)
Początek tytułowych pomiarów sięga III wieku przed narodzeniem Chrystusa, czyli czasów 126 olimpiady, co wg greckiego datowania oznacza lata 276-273 przed narodzeniem Chrystusa (a.Ch.n.) [1]. W miejscowości Cyrene[2], która wówczas była jedną z greckich kolonii na wybrzeżu afrykańskim, urodził się Eratostenes[3], późniejszy geograf, kartograf i matematyk, przez długie lata główny bibliotekarz Biblioteki Aleksandryjskiej. Bazując na największym dziedzictwie pisanym świata antycznego, które gromadzone było w zbiorach Biblioteki Aleksandryjskiej, posiadł niebywale rozległą wiedzę o współczesnym mu świecie. Mógł bowiem korzystać z danych źródłowych, jak np. bezpośrednich relacji napisanych przez podróżników, kupców, żeglarzy, a również z zapisków dowódców wojskowych lub ich kronikarzy, w tym uczestników kampanii wojennych Aleksandra Macedońskiego. I, oczywiście, dokumentów sporządzonych przez pokolenia filozofów, matematyków, logików, czyli uczonych, którzy reprezentowali najbardziej różnorodne szkoły i koncepcje.
Dla niniejszego opowiadania istotne jest to, że Eratostenes zmierzył obwód i średnicę Ziemi z dokładnością różniącą się o mniej niż pięć procent od współczesnych pomiarów satelitarnych tych wielkości. Jest to wynik zadziwiająco dokładny, a możliwy był do uzyskania dzięki zastosowaniu poprawnej metody wykorzystującej stałe relacje geometryczne. Eratostenes ekstrapolował dane uzyskane metodą triangulacji zastosowanej lokalnie, na rozmiar całej Ziemi. A oto jakiego rodzaju dane Eratostenes miał do swojej dyspozycji: długość cienia rzucanego przez pręt w Aleksandrii, głębokość studni w Syene (dzisiejszy Asuan), odległość między tymi miejscowościami oraz kąt padania promieni słonecznych w momencie, gdy sięgały one do dna studni. Eratostenes przyjął do swoich wyliczeń, iż obie miejscowości, które znajdują się w Egipcie, położone są na tej samej długości geograficznej. Nie jest tak dokładnie, ale odchylenie jest niezbyt znaczne i wynosi około 2,5 stopnia. Eratostenes nie dysponował oprzyrządowaniem technicznym umożliwiającym dokładny pomiar szerokości i długości geograficznej. Potrzebne dane musiał wyszukiwać drogą mozolnej kwerendy przez zasoby biblioteczne porównując, analizując i weryfikując treści zawarte w dokumentach. Szczegóły wyliczeń przeprowadzonych przez Eratostenesa znajdują się np. w publikacji autorstwa K. Ferguson[4]. Przypadek Eratostenesa wskazuje, że najważniejszy jest pomysł, czyli znalezienie właściwej metody pozwalającej wykorzystać dane, które są w danym czasie dostępne.
W poszukanie najbardziej adekwatnej metody dla zmierzenia tego, czego nie można bezpośrednio zmierzyć, a nawet często nie dysponuje się właściwym do tego punktem odniesienia angażowało się wielu ludzi, których dzisiaj określamy mianem naukowców.
Prawie wszyscy zapewne wiedzą, iż koncepcję heliocentryczną wprowadził do obrazu świata Mikołaj Kopernik, ale daleko już nie wszyscy, iż znacznie wcześniej, bo w III wieku a.Ch.n., czyli 17 wieków przed kanonikiem z katedry we Fromborku, taki model wszechświata zaproponował Arystarch z Samos[5], astronom pracujący w Aleksandrii. Tenże Arystarch, korzystając z wielkości kątowych cienia Ziemi w czasie zaćmienia Księżyca, oszacował średnicę naturalnego satelity Ziemi oraz jego od niej odległość. Uwzględniając zaawansowanie oprzyrządowania technicznego, którym wówczas dysponował dla określenia rozmiarów kątowych Księżyca i Ziemi oraz możliwej do uzyskania dokładności w obliczeniach wysokości kątowej „środka” Księżyca nad horyzontem, osiągnął więcej niż poprawny wynik, bliski współczesnym danym uzyskanym przecież przy wykorzystaniu teleskopów, satelitów i laserów.
W tamtych czasach nikt nie mógł dokonać obliczeń bardziej dokładnych..
Niestety, publikacje Arystarcha prawie w całości spłonęły wraz ze zbiorami Biblioteki Aleksandryjskiej i zostały na bardzo długi czas zapomniane. Problem w tym, że należały one do koncepcji typu filozoficznego i nie mogły być podstawą wyliczeń pozycji planet w poszczególnych momentach roku. Oznacza to, iż koncepcja Arystarcha, w przeciwieństwie do koncepcji Kopernika, była ideą bez możliwości jej zastosowań w praktyce. Z kolei model kopernikański umożliwiał tego rodzaju obliczenia. Ponadto propozycja Kopernika zwiazana była z pilną potrzebą uproszczenia rachuby coraz dalej idących korekt wynikających z rosnącego niedopasowania modelu geocentrycznego do realnie obserwowanych pozycji planet. W modelu kopernikańskim nastapiła zmiana punktu odniesienia dla obliczania pozycji obserwatora (z Ziemi na Słońce), co zdecydowanie uprościło Zycie np. kapitanom statków morskich. Co prawda od codziennego ustalania pozycji na morzu poprzez określanie wysokości Słońca nad horyzontem bardzo wielu z nich traciło dosyć szybko wzrok w jednym oku (bynajmniej nie w wyniku starć z piratami). Kryterium funkcjonalności powodowało, że model kopernikański znalazł zastosowanie praktyczne, i to bez względu na to, czy poprawnie odwzorowywał on rzeczywistość.
Ale tak zasadnicza zmiana w postrzeganiu usytuowania Ziemi i miejsca człowieka we wszechświecie nie mogła odbyć się szybko i bez problemów. I chociaz był znany projekt Kopernika, to wciąż paradygmatem decydującym o obrazie świata, aż do epoki lunet i teleskopów, były idealistyczne założenia Platona, Eudoksosa[6] i Arystotelesa, oraz jako ich konsekwencja, skonstruowany przez Ptolemeusza, geocentryczny model świata, z Ziemią jako centralnym jego miejscem. Przez bardzo długie wieki uczeni zajmujący się astronomią nie byli w stanie wyobrazić sobie, iż gwiazdy są w rzeczywistości tak bardzo odległe od Słońca. Z tego powodu decydującym argumentem za tym, iż to Ziemia , a nie Słońce stanowi centrum świata, był właśnie fakt, iż nie dawało się zauważyć żadnej zmiany w pozycjach gwiazd. Starożytni uczeni, matematycy i astronomowie zdawali sobie sprawę, że gdyby Ziemia obiegała Słońce, wówczas musiałyby następować zmiana pozycji gwiazd przy ich obserwowaniu w ciągu roku kalendarzowego. Skoro takich zmian nie dawało się zaobserwować, oznaczało to, że Ziemia „nie porusza się”. Byli przekonani, iż gdyby Ziemia poruszała się, mogli by dostrzec zmianę miejsca gwiazd na niebie i zmierzyć kąt paralaksy[7]. I znowu, metoda i rozumowanie starożytnych było prawidłowe, ale, nie dysponowali wystarczająco zaawansowanymi instrumentami do zaobserwowania i zmierzenia takiego efektu ze względu na faktyczny dystans do gwiazd. Z tego tez powodu odrzucić musieli model heliocentryczny, jako nie mający potwierdzenia logicznego i obserwacyjnego. Jak z tego wynika, nazwa „sfera gwiazd stałych” była do epoki teleskopów w pełni uzasadniona.
W modelu Ptolemeusza odległość do sfery gwiazd stałych (po przeliczeniu greckich stadiów na kilometry) wynosiła ca 80 milionów km, gdy w rzeczywistości odległość do najbliższej (widocznej gołym okiem) gwiazdy[8] wynosi prawie 42 biliony km. Czyli niedoszacowanie wynosiło ponad pół miliona razy. W modelu kopernikańskim, aby zachować założenia jego spójności, odległość z modelu ptolemejskiego musiała zostać powiększona 75 razy, ale nawet po takim powiększeniu odległości do sfery gwiazd stałych, błąd oszacowania wynosił jeszcze wciąż 7.000 razy. Jako ciekawostkę można tu podać, iż 50 lat po śmierci Kopernika, czyli na początku XVII wieku, w Europie było zaledwie 10 uczonych, którzy przyjmowali jego model, jako bardziej poprawny od dotychczasowego, geocentrycznego. Jakkolwiek zaobserwowanie przez Tychona Brahe[9] pojawienia się na nieboskłonie nieznanej dotychczas gwiazdy w 1572 roku[10] („nova”) oraz w następnych latach kilku komet, utworzyło rysę na idealnym świecie sfer arystotelesowskich, to konsekwencje tego mogły być dyskutowane wyłącznie w nielicznym światku astronomów. Tak więc do faktycznego przełomu w dziedzinie obrazu kosmosu trzeba było zaczekać aż do początków epoki oka uzbrojonego, czyli do wiosny roku 1610 i Galileusza który, korzystając z lunety o kilkukrotnym powiększeniu, ujrzał cztery księżyce Jowisza. Już kilka lat później zaczęto używać pierwszych lunet o kilkudziesięciokrotnym powiększeniu, a w latach 30-tych XVII stulecia pojawiły się pierwsze teleskopy astronomiczne. W końcu XVII wieku były już w użyciu teleskopy o długości tuby dochodzącej do 100 stóp[11] .
U progu epoki teleskopów rozpoznanie poprawnych odległości do ciał niebieskich i ich wielkości obejmowało tylko Ziemię i Księżyc. Prawa Keplera poprawnie oddawały mechanikę nieba i poruszających się na nim obiektów ale można było z nich wyprowadzić tylko względne odległości dla poszczególnych planet, a ich wszystkich od Słońca. Czyli można było korzystając z proporcji keplerowskich ustalić, iż planeta X jest najbliżej Słońca, a planeta Y jest trzy razy dalej niż planeta X, natomiast nie można było zmierzyć, ile wynosi w km odległość planety X od Słońca, a w konsekwencji odległości do innych planet. Jednocześnie oznaczało to, że nie istniał jeszcze sposób, który pozwalałby na określenie, jak duże są to obiekty i jak daleko się one znajdują. Na podstawie pewnych pośrednich wnioskowań, opartych na rozmiarach cienia Ziemi podczas zaćmień Księżyca, próbowano oszacować sobie rozmiary i odległość do Słońca, ale nie było sposobu dla potwierdzenia poprawności takich oszacowań. W jeszcze większym stopniu niepewność odnosiła się do rozmiarów i odległości poszczególnych planet. Dopiero zastosowanie do obserwacji teleskopów, najpierw soczewkowych (refrakcyjnych), a później także zwierciadłowych, spowodowało, iż wszystkie dotychczas nierozwiązywalne problemy zostały rozstrzygnięte w dosyć szybkim tempie, przy czym rozpoznano odległości i wielkości głównych obiektów w Układzie Słonecznym.
Walnie przyczynił się do tego, opisany nieco dalej, pierwszy dyrektor obserwatorium paryskiego. Gdy na arenie technicznych osiągnięć cywilizacji pojawiły się teleskopy, od razu zaczęły odgrywać decydująca rolę w badaniach kosmosu. Są to, jak wiadomo, urządzenia drogie i duże, i z zasadzie zawsze takie były. W drugiej połowie XVII wieku na zakup sporego teleskopu o długości tuby wynoszącej kilkadziesiąt stóp, stać było jedynie bogatych monarchów, a do takich należał bez wątpienia król Francji, Ludwik XIV. Wyposażył on Królewskie Obserwatorium w Paryżu w kilka takich instrumentów i był bardzo zainteresowany badaniami Słońca, gdyż monarcha ten eksponował przecież publicznie swój wizerunek jako Król-Słońce. Ten rodzaj public relation stanowił istotny powód, iż ów król nie żałował grosza na badania w dziedzinie astronomii. Od 1671 r., w nowo wybudowanym obserwatorum paryskim król zatrudnił na stanowisku dyrektora tej placówki Giovanni Domenico Cassiniego[12], włoskiego astronoma i matematyka, który specjalizował się, między innymi, w budowie zegarów słonecznych. Pierwszą propozycję objęcia dyrektorowania w obserwatorium paryskim król skierował do polskiego astronoma Jana Heweliusza, który jej nie przyjął. Cassini postanowił spróbować zmierzyć paralaksę Marsa i na jej podstawie wyliczyć odległość do tej planety, wykorzystując nadarzającą się okazję, gdy latem 1672 roku planeta ta znajdzie się najbliżej Ziemi, a następnie odległość do Słońca, korzystając z prostych reguł trygonometrii stosowanych w triangulacji. Należało w tym celu wykonać pomiar kąta pod którym widać Marsa z Ziemi jednocześnie z dwóch odległych od siebie miejsc. Jednym z tych miejsc było obserwatorium paryskie, drugim zaś faktorie handlowe w Cayenne (obecnie Gujana Francuska), dokąd udał się drogą morską współpracownik Cassiniego. Odległość pomiędzy Paryżem a Cayenne była podstawą trójkąta, którego wierzchołek stanowiła planeta Mars. Po wielu perypetiach, związanych z interpretacją danych, Cassini w 1673 roku ogłosił, iż odległość do Słońca wynosi 140 milionów km (wg współczesnych pomiarów wynosi ona 149,5 mln km). Czyli była to odległość 43 razy większa, niż zakładał to np. Kopernik.
Astronomowie ówcześni zdawali sobie sprawę, że dokładność obliczeń przy zastosowanych metodach pomiaru może budzić wątpliwości, toteż starali się potwierdzić lub zanegować osiągnięty wynik, ale otrzymywali rezultaty podobne do podanych przez Cassiniego. Rozmiar świata (tego najbliższego) bardzo wówczas wyogromniał, a co więcej, nie były to już tylko bardzo niepewne szacunki odnośnie faktycznych w nim odległości. Chociaż nadal nie dało się liczyć bardzo dokładnie (precyzja przyrządów pomiarowych na to nie pozwalała), ale nie były to już wielkości zupełnie dowolne i mniej lub bardziej wyimaginowane.
Jeszcze o jednym pomiarze warto wspomnieć, który będzie pełnić ważną rolę w dalszej części tej opowieści. Mniej więcej w tym samym czasie (1676 r.) duński astronom Olaf Roemer[13], zauważył, iż czas zniknięcia księżyców Jowisza za tarczą tej planety zmienia się zależnie od odległości Jowisza od Ziemi. Założył, iż pozorne opóźnienie obrazu zaćmień wynika z prędkości światła docierającego do obiektywu teleskopu. Im Jowisz znajduje się dalej od Ziemi, tym opóźnienie jest większe. Otrzymał wynik wynoszący 225.000 km/sek., podczas gdy wg współczesnych pomiarów uzyskanych z wykorzystaniem zegarów atomowych, promieni lasera, teleskopów kosmicznych i misji satelitarnych, prędkość światła w próżni została określona jako 299.792 km/sek. Rezultat uzyskany przez Roemera był niezbyt dokładny, ale tylko taki stopień precyzji można było osiągnąć, przy zastosowaniu dostępnych wówczas urządzeń.
Tak więc, na początku XVIII wieku astronomowie znali odległość tylko do jednej gwiazdy, tj. do Słońca.
Próby obliczenia paralaksy podejmowane dla innych gwiazd nie dawały, przy ówczesnych przyrządach, rezultatu toteż poszukiwano innego sposobu, który mógłby być bardziej skuteczny. Skorzystano z pomysłu Izaaka Newtona, gdyż właśnie on odkrył zasadę, która mogła zastąpić mało efektywne pomiary paralaksy. Zasadą tą była zależność, iż jasność źródła światła zmienia się zgodnie z „prawem odwrotności kwadratu”. Ilustruje to sytuacja w której umieszczamy w jednakowej odległości od obserwatora dwie świecące żarówki 100-watowe, a następnie jedną z nich przeniesiemy na odległość dwa razy większą. Jasność obserwowana żarówki przeniesionej będzie 4 razy mniejsza niż żarówki, która została na poprzednim miejscu. Zasada ma również zastosowanie w sytuacji odwrotnej, czyli jeśli wiemy, że gdzieś świecą żarówki o tej samej mocy i zmierzymy odległość do jednej z nich (nasze Słońce), zaś z pomiaru jasności innej żarówki (gwiazdy) wyniknie, iż świeci ona 4 razy słabiej, to oznacza, że znajduje się ona dwukrotnie dalej, niż żarówka (gwiazda) do której znamy odległość. Ta zasada dawałaby poprawne wyniki jedynie wówczas, gdyby wszystkie żarówki (gwiazdy), które świecą z taką samą mocą, miały takie same rozmiary i na dodatek nie poruszały się.
Założenia takie, z punktu dzisiejszego stanu wiedzy, były kompletnie niezgodne z rzeczywistością. Ale wówczas, z braku jakichkolwiek danych w tym względzie, przyjęto początkowo takie właśnie założenia. W każdym razie, od momentu „podpowiedzi” udzielonej przez Newtona, astronomowie nie byli już skazani na korzystanie tylko z jednej metody opartej na pomiarach paralaksy. W latach 20-tych XVIII wieku angielski astronom Edmund Halley (ten od znanej komety), porównał zapisy o pozycjach gwiazd znajdujące się w pismach Ptolemeusza z pozycjami tych samych gwiazd zmierzonymi przez siebie. Okazało się, iż dla kilku gwiazd odchylenie było na tyle istotne, iż wskazywały na istnienie ruchu własnego tych gwiazd. Wielkość odchylenia nie mogła być wyjaśniona brakiem precyzji zapisów dokonanych w starożytności, gdyż dla pozostałych gwiazd zapisy odnoszące się do ich pozycji nie wskazywały na istnienie odchyleń. Dlaczego zatem naniesienie pozycji akurat dla tych kilku miałoby okazać się niepoprawne? W ten sposób, z mrowia gwiazd na niebie, można było wytypować te, dla których warto było spróbować wyliczyć wielkość kątową paralaksy. Halley spróbował i nie dał rady wyliczyć. Przyrządy, którymi dysponował, miały jeszcze zbyt małą rozdzielczość.
Pierwsze poprawne pomiary paralaksy w odniesieniu do trzech gwiazd wykonane zostały dopiero w latach 1839-1840[14], czyli już w epoce zaawansowanych teleskopów i precyzyjnych siatek mikrometrycznych na okularze tych teleskopów. Siatki mikrometryczne pozwalały na dokładne oznaczanie pozycji gwiazd na nieboskłonie, czyli stanowiły niezbędne oprzyrządowanie w warsztacie astronomów, bez którego wcześniej nie było możliwości wykonywania pomiarów z wystarczającą dokładnością. Poprawne pomiary paralaksy musiały ponadto uwzględnić i skorygować efekty wahania w ruchu Ziemi wokół Słońca (tzw. aberracja, którą wykrył angielski astronom James Bradley[15]) oraz zakłócenia w ruchu Ziemi wokół własnej osi spowodowane tym, że Ziemia nie ma idealnie sferycznego kształtu (efekt nutacji). Okazało się, ze wielkość zmierzonych paralaks stanowi ułamek sekundy kątowej[16], co oznaczało, że gwiazdy te, jakkolwiek relatywnie bliskie Słońcu, dzieli od nas niewyobrażalnie daleki dystans. Gdy astronomowie poznali odległości do tych kilku gwiazd, mogli wyliczyć wielkość ich jasności absolutnej. Z obliczeń wynikło, że każda z nich świeci z inną mocą, wobec czego zasada podana przez Newtona nie może mieć powszechnego zastosowania. Można by ją stosować jedynie w stosunku do jednorodnych grup gwiazd. Ale jaki czynnik byłby charakterystyczny dla stopnia jednorodności? Okazało się, że istnieje taka cecha. Wskazał ją w początkach XIX wieku, bawarski chemik, konstruktor i optyk Joseph von Fraunhofer[17]. Były to linie widmowe, które obserwowane są w widmie każdego gorącego ciała, gdy światło pochodzące od tego ciała rozdzielimy na pryzmacie. Gdy ciało, które jest rozżarzone, otacza atmosfera chłodniejszego gazu, wówczas gaz absorbuje w obrazie widma te kolory, które sam by emitował, gdyby był rozgrzany do tej samej temperatury. W przypadku różnicy temperatur na obrazie widma występują ciemne prążki. Porównując rozkład prążków dla konkretnego widma, można stwierdzić, jaki gaz (lub gazy) składają się na atmosferę np. gwiazdy. Każdy gaz absorbuje ściśle określone, swoiste częstotliwości widma. To jakby odcisk linii papilarnych, które można odczytać z widma danego obiektu (w naszym przypadku gwiazdy) i to w zasadzie bez względu na to, jak daleko się on znajduje. Wszelako pod warunkiem , iż uzyskana jakość (fotka) widma pozwoli na rozróżnienie w nim linii widmowych.
Można przyjąć, iż astronomia obserwacyjna przekształciła się w zaawansowaną naukę z wykorzystaniem, poza matematyką, także fizyki i chemii, od momentu wyjaśnienia przesunięć linii absorpcyjnych w widmach gwiazd przez austriackiego fizyka Christiana Dopplera[18] w pierwszej połowie XIX wieku. Doppler wykazał, iż ruch źródła światła w kierunku do obserwatora powoduje przesunięcie w stronę fioletowego koloru widma, zaś ruch od obserwatora przesunięcie w stronę czerwonego koloru widma.
A gdy dołączyło się jeszcze do badań kosmosu wykorzystanie kolejnego XIX-wiecznego wynalazku, jakim była fotografia, mogła na dobre rozpocząć się epoka astrofizyki.
Na progu XX wieku, astronomowie znali w przybliżeniu odległości zaledwie do kilkunastu gwiazd położonych blisko Słońca, a możliwy do osiągnięcia stopień rozdzielczości w pomiarze paralaksy pozwalał na określanie odległości maksymalnie do 100 lat światła, z marginesem błędu zwiększającym się wraz z mierzoną odległością. Pomiary dotyczące odległości obiektów bardziej oddalonych były mniej lub bardziej spekulatywne. I wciąż nie znano odpowiedzi na pytanie, czy nasz Układ Słoneczny stanowi część jedynej struktury, będącej całym wszechświatem, ani też jak duże ma ona rozmiary.
W niniejszym opowiadaniu często używany bywa termin paralaksa. Co takiego on oznacza w bardziej przystępnym wyjaśnieniu. Otóż pewnie każdy próbował patrzeć na jakiś przedmiot zakrywając raz prawe, a raz lewe oko. Jeśli ten przedmiot stał np. na półce znajdującej się w pewnej odległości od nas, a jeszcze obok na tej samej półce znajdował się np. wazon, wówczas patrząc na przedmiot, przy zmianie oka, widzielibyśmy go w innej odległości od wazonu. Wielkość różnicy tej odległości mierzonej od punktu odniesienia, czyli wazonu, a miejscem z którego patrzymy (w tym przypadku byłoby to miejsce dla każdego oka), utworzy kąt określany jako paralaksa. W przypadku planet lub bliskich gwiazd, jednym takim okiem może być miejsce obserwacji położone na jednym kontynencie, drugim zaś na innym kontynencie. Mówimy wówczas o paralaksie geocentrycznej, mierzonej z miejsc znajdujących się na powierzchni Ziemi.
W przypadku bardziej odległych gwiazd naszymi oczami będą odpowiednio te miejsca obserwacji, gdy Ziemia znajduje się na orbicie wokół Słońca w danej dacie oraz w dacie o sześć miesięcy późniejszej (Ziemia będzie wówczas dokładnie po przeciwnej stronie Słońca). Taki pomiar określamy jako paralaksę heliocentryczną, gdyż rozstaw „oczu” stanowi średnica orbity Ziemi. Jeśli w takich właśnie datach określimy położenie interesującej nas gwiazdy i zmierzymy różnicę jej odległości od punktu odniesienia (zazwyczaj będzie to pobliska jasna gwiazda), otrzymamy wielkość kątową pozornej zmiany miejsca gwiazdy, która określamy jako paralaksę. Gdy znamy podstawę trójkąta, czyli średnicę orbity Ziemi oraz znamy kąt pod jakim nachylone są dwa boki tego trójkąta, to z reguł trygonometrii łatwo wyliczymy odległość do gwiazdy. Jest sprawą oczywista, iż precyzja tego rodzaju pomiarów jest ściśle uzależniona od jakości i rozdzielczości oprzyrządowania technicznego, którym dysponujemy oraz dokładnej w czasie synchronizacji momentu dokonywanych pomiarów. Dla porównania podam, iż rozdzielczość oka nieuzbrojonego osoby obdarzonej normalnym wzrokiem wynosi ok. jednej trzydziestej stopnia, czyli dwóch minut kątowych. Odpowiada to możliwości rozróżnienia i odczytania liter o wysokości 3 milimetrów z odległości pół metra. A np. planeta Wenus, która dla obserwatora z Ziemi, ma największą, poza Słońcem i Księżycem, średnicę kątową swojej tarczy, posiada paralaksę o wielkości około pół minuty. Oznacza to, iż możemy postrzegać bez pomocy przyrządów optycznych wszystkie obiekty na niebie, poza Słońcem i Księżycem, tylko jako świecące punkty różniące się jasnością obserwowaną, ale nie potrafimy dostrzec ich rozmiarów kątowych. czyli rozmiaru tarczy tych ciał niebieskich. Ale dla odległych gwiazd nawet rozmiary średnicy ziemskiej orbity wokółsłonecznej nie były wystarczająca dla pomiaru ich paralaks.
I ponownie pomocna okazała się właściwa metoda w osiągnięciu kolejnego etapu w mierzeniu odległości do innych gwiezdnych światów. Nieco wcześniej wspomniałem o zjawisku Dopplera, które wskazuje na to, czy poruszający się obiekt względem obserwatora oddala się od niego, bądź przybliża. Widmo obiektu w ruchu jest przesunięte w relacji do widma – wzorca, uzyskanego dla obiektu nieruchomego względem obserwatora. Czyli w naszym wypadku Słońce, dla ziemskich obserwatorów, byłoby obiektem pozostającym w bezruchu, zaś inne gwiazdy wykazywałyby ruch własny. Gdy porównamy widmo jakiegoś pierwiastka występującego w atmosferze gwiazd (np. sodu), kierunek przesunięcia w widmie w stosunku do widma – wzorca (widma słonecznego, albo widma otrzymanego w ziemskim laboratorium, jako wyniku spalania sodu), wskazałby nam, czy interesująca nas gwiazda przybliża się do obserwatora (znajdującego się w pobliżu Słońca), czy oddala. Na dodatek z określeniem szybkości tego ruchu np. w kilometrach na sekundę. W praktyce nie występuje ruch gwiazd w stosunku do Słońca po obserwacyjnej linii prostej, natomiast wszystkie one poruszają się względem Słońca pod najróżniejszymi kątami. Dlatego też należało znaleźć jakiś sposób pozwalający na obliczenie, ile z tego ruchu przypada na właściwy kierunek. Możliwy do przeprowadzenia pomiar mógł dotyczyć wyłącznie dwóch parametrów, tj. przesunięcia widma oraz zmiany położenia gwiazdy na sferze niebieskiej, która była wielkością wyrażaną w miarach kątowych. Bez znajomości odległości do gwiazdy nie można przeliczyć jej ruchu, wyrażonego w jednostkach kątowych (względnych), na prędkość tego ruchu w km/sek. A przecież zadaniem do rozwiązania było ustalenie odległości do gwiazdy.
Przyjęto więc założenie (słuszne - S.D.), że gwiazdy w gromadzie poruszają się w spójny sposób po trajektoriach do siebie równoległych albo prawie równoległych. Efekt perspektywy powoduje, iż gdy gromada gwiezdna w swoim ruchu przybliża się do Słońca, to jej wielkość rośnie, a gromada jakby puchnie, bowiem trajektorie gwiazd, niczym szyny kolejowe, rozbiegają się od siebie. Gdy oddala się od Słońca, efektem obserwacyjnym jest zbieganie się poszczególnych trajektorii w jeden punkt. W przypadku pojedynczej gwiazdy efekt ten jest znacznie trudniejszy do zmierzenia. Oznaczenie punktu, w którym trajektorie gwiazd się zbiegają (teoretycznego środka gromady) pozwalało określić, jakie jest odchylenie uśrednionej trajektorii ruchu gromady od linii obserwacyjnej. Poznanie wielkości kątowej tego odchylenia umożliwiało z kolei obliczenie, jaka część rzeczywistej prędkości gwiazd przypada na ruch poprzeczny, a jaka na ruch wzdłuż kierunku obserwacji. Natomiast sumaryczną prędkość ruchu gwiazdy znano z przesunięcia widma. Pozostawała wówczas do rozwiązania dosyć prosta rachunkowa zależność, a mianowicie jak daleko musi znajdować się taka gromada gwiazd, aby znana już, poprzeczna składowa jej prędkości, dała w ciągu roku efekt przesunięcia o tyle a tyle sekund kątowych (lub części takiej sekundy[19]).
Zasadniczy przełom w astronomii XX wieku przyniosło coraz szersze zastosowanie techniki fotograficznej i utrwalanie obrazów uzyskiwanych z teleskopu na światłoczułej kliszy. Można było na tej podstawie dokładnie pozycjonować poszczególne obiekty, porównywać ich położenie w róznych datach oraz zmiany jasności w określonych przez badaczy okresach czasu. Rozwinięcie techniki długotrwałych ekspozycji (naświetleń) pozwalało na dostrzeżenie szczegółów w inny sposób niemożliwych do zauważenia.
Na początku XX wieku Harvard College Observatory (USA) dysponowało placówką obserwacyjną w peruwiańskim mieście Arequipa (Southern Observatory). W początkach XX wieku z tego peruwiańskiego obserwatorium przywieziono do Obserwatorium w Harvardzie zdjęcia południowego nieba, którego obiekty nie są widoczne z półkuli północnej. Wśród zdjęć były fotografie Obłoków Magellana[20]. Wśród astronomów panowała zgoda co do tego, że Obłoki Magellana stanowią skupiska gwiazd, ale nie było takiej zgody, odnośnie ich położenia w relacji do Drogi Mlecznej. Występowały różnice zdań w kwestii, czy Obłoki są częścią naszej Galaktyki, czy też stanowią względem niej odrębną morfologicznie strukturę. Analizę zdjęć przeprowadziła kobieta-astronom Henrietta S.Leavitt[21], która wyodrębniła w 1907 r. około 2 tys. gwiazd zmiennych, znajdujących się na zdjęciach Obłoków Magellana. Po opracowaniu danych, w 1909r. opublikowała listę ok. 1000 gwiazd zmiennych z Małego Obłoku oraz ok. 800 gwiazd z Dużego Obłoku.
Wstępnie wyniki analizy dotyczyły 16 gwiazd, dla których określiła systematyczne okresy pulsacji i powiązała je z jasnością gwiazd, wg zależności, że dłuższy okres pulsacji mają gwiazdy jaśniejsze. W 1912 roku H. Leavitt opublikowała kolejne dane dla 25 gwiazd z Małego Obłoku o ustalonej zależności okres – jasność. Typem gwiazd zmiennych były cefeidy, nazwane tak od gwiazdy Delta Cephei[22], dla której okres zmienności poznano już dużo wcześniej, bo pod koniec XVIII wieku i której charakterystyka odpowiadała parametrom cech badanych gwiazd zmiennych z Obłoku Magellana. Tym samym, H. Leavitt udowodniła zależność, iż cefeidy o podobnej jasności absolutnej posiadają podobny okres zmienności. I jeśli poznamy stosunek zmienności dwóch cefeid, to jednocześnie poznamy dla nich relację jasności. Czyli jeśli gdzieś na niebie odkryjemy gwiazdę typu cefeida i zmierzymy jej okres zmienności, wówczas można dokonać oceny, jak byłaby ona jasna, gdyby znajdowała się pośród gwiazd Małego Obłoku Magellana. Zależność okres – jasność mógł zostać wykorzystany do wyznaczania odległości nie tylko w ramach Drogi Mlecznej, ale ze względu na jasność cefeid, także w odniesieniu do pobliskich galaktyk, w których mogła być zmierzona taka zależność dla znajdujących się tam cefeid. Wyniki pracy H. Leavitt stanowiły podstawę do wykonania nie tyle kroku milowego, co skoku wielomilowego, jeśli chodzi o dotychczasowe możliwości metod pomiaru odległości międzygwiezdnych. W wyniku odkrycia dokonanego przez H. Leavitt, cefeidy zaczęły od tej pory pełnić rolę tzw. świec standardowych, wykorzystywanych do kalibracji odległości dla innych typów gwiazd i obiektów kosmicznych. H. Leavitt zmarła na raka w wieku 53 lat, i nie zdążyła zostać uhonorowana nagrodą Nobla, chociaż w pełni na nią zasługiwała.
Niestety, kalibracja faktycznych odległości za pomocą cefeid nie mogła być zrealizowana w czasach odkrycia dokonanego przez H. Leavitt, gdyz nie było jeszcze możliwe zmierzenie odległości do żadnej ze znanych ówcześnie cefeid[23] i, tym samym, nie można było obliczyć wartości jasności absolutnych cefeid. Nie znano również odległości do Obłoków Magellana. Tak więc zależności dotyczące odległości od Słońca porównywanych cefeid mogły być tylko względne i określały ile razy dalej lub bliżej są badane gwiazdy względem siebie. Ale H. Leavitt wytyczyła szlak, którym dalej poszli inni.
Jednym z tych pionierów, stawiających kolejny kamień milowy był Harlow Shapley[24], który od 1914 r. pracował w Mt. Wilson Observatory (w pobliżu miejscowości Pasadena w Kalifornii) przy największych ówczesnych teleskopach zwierciadłowych na Ziemi, których lustra miały średnicę najpierw 60, a od 1917 r. już 100 cali. H. Shapley wpadł na pomysł najprostszy z możliwych. Znana była już przecież dokładna odległość do jednej przynajmniej gwiazdy, czyli do Słońca, a tym samym również wartość jego jasności absolutnej. Postanowił zatem porównywać jasności cefeid do jasności Słońca i powyliczać dla nich jasność absolutną. Szybko okazało się, iż cefeidy należą do kategorii najjaśniejszych gwiazd na niebie. Dysponując nowoczesnym i dużym teleskopem H. Shapley postanowił poszukać bogatych źródeł cefeid. Zaobserwował, że najwięcej jest ich w kulistych, gromadach gwiazd. Był zatem przekonany, że po wytypowaniu gromad, w których cefeidy będą miały rolę świec standardowych, uda się wyliczyć do nich odległości.Problem okazał się jednak znacznie bardziej skomplikowany, gdyż dobrze określone okresy jasności cefeid udało mu się zmierzyć tylko dla trzech gromad, kilka innych pomiarów odległości przeprowadził za pomocą innych gwiazd zmiennych, świecących trochę słabiej od cefeid, czyli gwiazd typu RR Lyrae[25]. Dla pozostałych przeprowadził szacowanie odległości na podstawie arbitralnie określonych założeń, np. że najjaśniejsze gwiazdy w gromadach (bez względu na typ tych gwiazd) mają zbliżoną jasność absolutną. Z kolei w stosunku do najsłabiej widocznych gromad przyjął założenie, że każda z gromad kulistych ma podobne rozmiary absolutne. Porównując wielkości kątowe tych gromad do rozmiarów kątowych gromad, co do których udało mu się zmierzyć odległość, oszacował dystans dzielący pozostałe z nich od Słońca. Łącznie, na 69 gromad, co do których założył, iż wyznaczają rozmiary Drogi Mlecznej, aż do 41 z nich oszacował odległości na podstawie proporcji w ich rozmiarach kątowych. W 1918r. opublikował wyniki swoich wyliczeń, z których wynikało, iż Droga Mleczna jest olbrzymią strukturą gwiezdną o średnicy ok. 330.000 lat światła, zaś odległość Słońca od jej centrum wynosi ok. 65.000 lat światła.
W praktyce oznaczało to, iż wszystkie widoczne na niebie, także przez teleskopy, obiekty powinny mieścić się w ramach tak rozległej struktury. Inaczej mówiąc, powinna ona była stanowić cały znany wówczas wszechświat. Wszystkie gromady gwiezdne i mgławice, wliczając w to Wielką Mgławicę w Andromedzie [26], byłyby wówczas jedynie jej poszczególnymi częściami. H. Shapley dysponował dowodem, że jest inaczej, ale dowód ten był z rodzaju takich, co to „nie mieszczą się w głowie”.
Otóż w 1885 r. pojawiło się widmo w Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, które wskazywało, że jeśliby ta mgławica nie znajdowała się w obrębie Drogi Mlecznej, to obserwowane widmo należeć by musiało do obiektu o jasności ok. miliarda Słońc, czyli świecącego tak mocno, jak cała galaktyka. To „nie mieściło się” wówczas nikomu w głowie. Nie znano jeszcze wówczas natury wybuchów kończących życie masywnych gwiazd, później nazwanych terminem supernowa. H. Shapley zdawał sobie sprawę z tego, że pomiary na granicy rozdzielczości oraz przyjęte założenia do szacowania odległości mogą, a nawet muszą, być obarczone błędem. Nieznana była tylko natura oraz skala błędu. Należy usprawiedliwić Shapley’a, gdyż ówczesna jakość aparatury fotograficznej oraz używanych klisz fotograficznych, na których można było uzyskać ekspozycje widm drogą naświetlania, nie może być porównywana z późniejszymi, a zwłaszcza współczesnymi, ich parametrami. Niemniej, H. Shapley był pierwszym badaczem, który za pomocą poprawnej metody oszacował rozmiar Drogi Mlecznej. Gdyby znany był mu wówczas cykl ewolucyjny poszczególnych typów gwiazd, wówczas zaobserwowanie wybuchu supernowa pozwoliło by mu na przedstawienie bardziej poprawnego modelu kosmosu.
Upłynęło zaledwie kilka lat, gdy zweryfikowane zostały założenia przyjęte przez Shapley’a. Wykazano, iż jedne z nich były zbyt uproszczone, a inne całkiem błędne (zwłaszcza założenie, iż mgławice kuliste mają takie same rozmiary absolutne). Uproszczenia kumulowały się poprzez przenoszenie błędu systematycznego i powodowały, że błąd ten powiększał swoje rozmiary w kolejnych oszacowaniach. W konsekwencji odrzucony został zbudowany przez Shapley’a obraz wszechświata. Dokonało się to w dniu 1 stycznia 1925 r. podczas corocznego, noworocznego spotkania w Waszyngtonie członków Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego, gdzie odczytano referat astronoma, który wolał być drugorzędnym astronomem niż pierwszorzędnym prawnikiem i który na rzecz astronomii zrezygnował z zawodu prawnika (studia prawnicze na Uniwersytecie w Oxfordzie jako stypendysta Fundacji Rhodesa oraz studia z matematyki i astronomii na uniwersytecie w Chicago). Astronom ten nazywał się on Edwin Powell Hubble[27]. Po powrocie z I wojny światowej, w której uczestniczył przez parę miesięcy w 1917 r., podjął pracę w obserwatorium na Mt.Wilson w Kalifornii, gdzie uruchomiono 100-calowy teleskop zwierciadlany (a dokładniej o średnicy zwierciadła 94,5 cala). W następnych latach pracował w obserwatorium na górze Palomar (Kalifornia), gdzie w 1949 r. uruchomiono potężny teleskop zwierciadłowy o średnicy 508 cm[28]. W październiku 1923 r. w obserwatorium Mt. Wilson, E. Hubble wycelował tubę 100-calowego teleskopu w spiralne ramiona Wielkiej Mgławicy w Andromedzie. Po półgodzinnym naświetlaniu, a następnie wywołaniu kliszy z obrazem fragmentu Mgławicy, ujrzał wśród mrowia rozmazanych światełek, wyraźny obraz pojedynczej gwiazdy. Była to cefeida (potem okazało się, że miała ona jasność 7 000 razy większą od Słońca). Wystarczyło teraz tylko zarejestrować jej okres pulsacji (zmian jasności), aby przypisać jej, wedle tego parametru, jasność absolutną. Znając jasność widomą można już było łatwo wyliczyć z różnic w jasności widomej i absolutnej odległość do tej cefeidy, a tym samym do Mgławicy w Andromedzie.
Przypomnijmy, że jasność jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości. W ciągu następnego roku E. Hubble, wykonując fotografie poszczególnych fragmentów Mgławicy w Andromedzie, odnajdywał kolejne cefeidy, aby móc zweryfikować na większej liczbie przypadków poprawność dokonywanych wyliczeń. Pod koniec 1924 roku był zapewne jedynym człowiekiem na Ziemi, który wiedział z całą pewnością, że istnieją, poza Drogą Mleczną, inne światy we wszechświecie oraz że mgławice spiralne, są to podobne Drodze Mlecznej, bardzo odległe galaktyki. I że jest tych galaktyk bardzo wiele. Właśnie te wyniki badań, dokonanych przez E. Hubble’a, odczytane zostały 1 stycznia 1925r. na wspomnianym posiedzeniu ATA w Waszyngtonie.
E. Hubble (przy wydajnej pomocy Miltona Humasona) oraz Vesto M. Slipher[29], który pracował w Obserwatorium Lovella[30],uzyskali dane wskazujące, że mgławice spiralne poruszają się względem linii obserwacji z bardzo znacznymi prędkościami, na co wskazywały pomiary tych prędkości uzyskane przy pomocy efektu Dopplera (kierunek przesunięcia linii dyfrakcyjnych). V. Slipher już w 1914 r. przedstawił pierwsze wyniki takich pomiarów, ale nikt, w tym także sam Slipher, nie potrafił wówczas tego zjawiska zinterpretować. W 1929 r. Hubble i Humason znali przesunięcia widm dla 46 mgławic spiralnych, zaś V. Slipher dla 39, z których prawie wszystkie wskazywały, iż mgławice spiralne oddalają się od Słońca (tj. od naszej galaktyki).
Niełatwo było jednak znaleźć odpowiedź na pytanie, czy prędkość oddalania się była skorelowana z odległością. Widmo cefeid było możliwe do zarejestrowania dla kilku najbliższych galaktyk, a pozostałe były zbyt odlegle. Znowu pojawił się problem, podobny do tego, jaki rozwiązała H. Leavitt, a mianowicie co może stanowić dla takich pomiarów właściwą „świecę standardową”[31]. E. Hubble przyjął (podobnie jak to uczynił Shapley w przypadku gromad kulistych), że najjaśniejsze gwiazdy (niekoniecznie cefeidy) w galaktykach mają zbliżoną wielkość jasności absolutnej. Znając odległość do kilku najbliższych galaktyk, zdołał określić na podstawie różnicy jasności widm takich gwiazd, odległości dla 24 galaktyk. Wówczas stała się jasna się korelacja odległości galaktyk z szybkością ich oddalania się (ucieczki). Wyniki tych badań E. Hubble opublikował właśnie w 1929 r. Wówczas dla wszystkich stało się jasne, że potwierdzona obserwacyjnie ekspansja wszechświata jest naturalną konsekwencją ogólnej teorii względności sformułowanej przez A. Einsteina oraz pasuje do jednego z modeli budowanych w ramach Ogólnej Teorii Względności i efektów z nią związanych, opisanych przez Wilhelma de Sittera. Koncepcje teoretyczne znalazły swoje potwierdzenie obserwacyjne.
Ale skoro wszechświat się rozszerza, to oznacza, że w przeszłości był mniejszy. Jeśli byśmy puścili taki film wstecz, to musiał zaistnieć jakiś początek, od którego zaczęła się ekspansja. W drodze wyżej wymienionego wnioskowania pojawiła się koncepcja Big Bangu, czyli Wielkiego Wybuchu, a kolokwialnie Modelu Standardowego ewolucji wszechświata. Wyniki obserwacji i ich interpretacje dokonywane w następnych latach uszczegółowiały i jednocześnie potwierdzały słuszność zaproponowanego modelu. Bardzo istotnym potwierdzeniem było wyselekcjonowanie w połowie XX wieku przez amerykańskich radioastronomów A. Penziasa i R. Wilsona, z morza fal elektromagnetycznych zalewających kosmos, tzw. temperatury promieniowania tła, czyli najdawniejszych, możliwych do wykrycia, śladów Big Bangu.
E. Hubble oszacował wiek i rozmiar wszechświata (dostępnego obserwacjom) na 10-20 miliardów lat świetlnych. E. Hubble zmarł w wieku 64 lat i także nie doczekał się nagrody Nobla.
Od tego czasu coraz doskonalsze instrumenty i techniki obliczeniowe, wyniesienie w kosmos teleskopów i wyspecjalizowanych laboratoriów, stosowanie optyki adaptatywnej, zbieranie danych we wszelkich możliwych do rejestracji zakresach widm doprowadziło do stopniowego zwiększania dokładności w mierzeniu prędkości ucieczki galaktyk czyli rozszerzania się wszechświata jak również wszelkich innych danych astrofizycznych. Prędkość ekspansji mierzona jest za pomocą tzw. stałej Hubble’a. Jej wielkość na dzisiaj wskazuje, iż wiek wszechświata wynosi ok. 13,7 miliarda lat, a jego rozmiar dostępny dla naszej obserwacji wynosi teoretycznie tyle samo, tylko należy jeszcze dodać wówczas określenie, że chodzi o lata świetlne. Tak wynika z przyjętych założeń konstrukcji dla kosmologicznego Modelu Standardowego.
Czy w XXI wieku będziemy zmuszeni do zmiany założeń dla obecnego Standardowego Modelu w kosmologii oraz jaki wynikać będzie rozmiar Wszechświata wg ewentualnego nowego modelu?
Przypisy:
1) łacińskie: ante Christum natum
2) Kyrene (Cyrene), współcześnie libijskie Shahhat,, położone, mniej więcej, w połowie drogi pomiędzy miastami Banghazi (Bengazi) a Tubruq (Tobrukiem);
3) Erathostenes , 275 - 194 a.Ch.n,, filozof, geograf, matematyk, poeta.Edukował się w Liceum i Nowej Akademii w Atenach. Pracował w Bibliotece Aleksandryjskiej, a po śmierci Apolloniosa z Rodos objął w niej stanowisko Głównego Bibliotekarza (246- 197 a.Ch.n.). Jest uważany za jednego z kilku najwybitniejszych myślicieli czasów starożytnych (obok Archimedesa, Euklidesa i Ptolemeusza);
4) Kitty Gail Ferguson (z d. Vettel, ur. w 1941 r. w San Antonio w Teksasie)
„Jak zmierzyć wszechświat” , oficyna wydawnicza Zysk i S-ka z Poznania, 2002 r. Tłumaczenia z wydania angielskiego („Measuring the Universe. The Historical Ouest to Quantify Space”, wydanie własne, 1999r.) dokonał Jacek Bieroń;
5) Aristarchos , 320 - 250 a.Ch.n,, astronom grecki urodzony na wyspie Samos, pracujący w Aleksandrii.
Daty jego urodzin i śmierci są podawane z dokładnością plus minus 10 lat. Zaproponował heliocentryczny model układu planetarnego oraz oszacował odległość od Ziemi do Księżyca (poprawnie) i do Słońca (błędnie);
6)Eudoksos z Knidos, ok. 408 - 355 a.Ch.n., astronom, matematyk, filozof, geograf. Twórca koncepcji sfer dla wyjaśnienia ruchu Ziemi, Słońca, Księżyca i pięciu ówcześnie znanych planet;
7) paralaksa - w astronomii oznacza pozorną zmianę miejsca obserwowanego obiektu na niebie względem innych obiektów, związaną ze zmianą miejsca przez obserwatora;
8)składniki A i B potrójnego systemu gwiezdnego Alfy Centaura, odlegle od Słońca o 4,4 roku świetlnego (jeden rok światła to ok. 9,5 biliona km);
9) Tycho Brahe (Tyge Ottesen Brahe) 1546 – 1601, astronom duński, autor zmodyfikowanej koncepcji geocentrycznej;
10) „nova” - gwiazda okresowo zmieniająca jasność, zwiększająca ją wielokrotnie wskutek wybuchowego odstrzelenia zewnętrznych warstw atmosfery. Jest to zazwyczaj przypadek ciasnego układu (kataklizmicznego) składającego się z normalnej gwiazdy i białego karła (sprasowanego jądra zdegenerowanej gwiazdy), gdzie wskutek oddziaływania grawitacji białego karla następuje ciągły przepływ powierzchniowych składników atmosfery gwiazdy (akrecja) do białego karła. Powyżej pewnej gęstości progowej następuje wybuch tych warstw i obserwujemy niewidoczną dotychczas gwiazdę na niebie, gdyż jasność jej może wówczas wzrosnąć od 100 do 1000 razy. Mechanizm ten powtarza się albo do momentu rozerwania białego karla (supernowa), albo do ustania mechanizmu akrecji powierzchniowych warstw atmosfery z normalnej gwiazdy (warstwy głębiej położone są mocniej grawitacyjnie związane z gwiazdą i oddziaływanie białego karła może nie być wówczas wystarczające dla kontynuowania mechanizmu akrecji);
11) stopa ( ang. foot) – współcześnie jednostka miary o dł. 30,48 cm. Dawniej w różnych krajach jej długość wahała się w granicach 30cm (plus minus 2 cm);
12) Giovanni Domenico Cassini (1625 – 1712) – włoski astronom, dyrektor obserwatorium paryskiego w latach 1671-1712, odkrywca czterech księżyców Saturna, pierścieni Saturna oraz zmierzył odległość od Marsa do Ziemi;
13) Olaf Roemer (1644-1710). astronom duński, jako pierwszy zmierzył prędk. światła (ok. 225.000 km/sek, czyli uzyskał wynik w granicach 75% aktualnie mierzonej wartości;
14) Friedrich Wilhelm Bessel w 1838r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy
61 Cygni
Thomas Henderson w 1839 r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy
alfa Centauri
Friedrich von Struve w 1840r. podał wielkość paralaksy dla gwiazdy
alfa Lyrae (Wega)
15) James Bradley (1693-1762), astronom angielski;
16)Koło ma 360 stopni, stopień 60 minut, minuta zaś 60 sekund, co oznacza iż koło zawiera 1.296.000 sekund kątowych;
17) Joseph von Fraunhofer (1787-1826), fizyk i astronom bawarski, pierwszy zmierzył paralaksę heliocentryczną Słońca;
18) Christian Doppler (1803-1853), fizyk i matematyk niemiecki;
19) aby zarejestrować przesunięcie kątowe, nierzadko potrzebne są długoletnie obserwacje, których skumulowanym efektem jest pomiar zmiany położenia obserwowanego obiektu. Pierwszą w ten sposób zmierzoną odległość miała najbliższa Słońca gromada gwiezdna, czyli Hiady w konstelacji Byka. Gromada ta tworzy głowę Byka w konturze tej konstelacji i jest oddalona o ok. 150 lat świetlnych od Słońca. Ale dokładną (średnią) odległość do Hiad (plus minus 1 rok światła) zmierzyliśmy dopiero w końcu XX wieku w rezultacie danych fotometrycznych zebranych przez satelitę HIPPARCOS. Natomiast na początku XX wieku oszacowano ten dystans, według opisanej metody, na ok. 140 lat.
Hiady , Hyades (Płaczki), inne określenia: Melotte 25 lub Collinder 50 (czyli 25 pozycja w katalogu gromad gwiezdnych J.P. Melotte’a, z 1915 r. liczącego 245 obiektów, zastąpionego następnie przez katalog P.Collindera z 1931 r. zawierający 431 obiektów, gdzie Hiady mają pozycję nr 50).
Widoczna gołym okiem (jasność widoma 0,5 mag.), najbliższa Słońca (śr. odl. 150 lat świetlnych) gromada otwarta zawierająca kilkaset młodych gwiazd w wieku nie przekraczającym 1 mln lat), rozciągająca się w sferze o średnicy kilkudziesięciu lat świetlnych. Wraz z gwiazdą Aldebaran (alfa Tauri) tworzy optycznie głowę gwiazdozbioru Byka. Jednak gwiazda Aldebaran nie należy do tej gromady i znajduje się ok. 100 lat świetnych bliżej Słońca.
Wg mit. greckiej – Hiady to nimfy, córki Atlasa i oceanidy Plejone, po śmierci brata Hyasa popełniły samobójstwo i umieszczone zostały przez Zeusa na niebie jako gwiazdy;
20) Obłoki Magellana – Wielki (LMC) i Mały (SMC), widoczne gołym okiem galaktyki satelitarne do Drogi Mlecznej, oddalone od niej o ok. 160.000 lat światła (Wielki) oraz ok. 200.000 l.św. (Mały). Zostały tak nazwane na cześć podróżnika i odkrywcy - Ferdynanda Magellana w XVI wieku. Poprzednio Europejczycy nazywali je Obłokami Przylądka (Amerigo Vespucci).
LMC galaktyka nieregularna – jasność widoma 0,9 mag. średnica ok. 40.000 l.św., masa max. 1,0 procent masy Drogi Mlecznej, tj. 6-10 mld mas Słońca . Szacuje się, iż zawiera kilkanaście mld gwiazd;
SMC nieregularna galaktyka karłowata – jasność widoma 2,4 mag., średnica ok. 15.000 lat światła,
masa ok. 20% masy LMC (wg szacunków zawiera kilkaset milionów gwiazd);
21) Henrietta Swan Leavitt (1862 – 1921), amerykański astronom pracujący w zespole Edwarda Pickeringa w Harvard College Observatory;
22) Delta Cephei - bardzo jasny żółty nadolbrzym w konstelacji Cefeusza, odległy od Słońca o ok. 900 lat światła, o okresie pulsacji wynoszącym 5,37 dnia, zmieniający swoją objętość oraz temperaturę w zakresie 5.500 K – 6.800 K i zmieniający ok. 2,5-krotnie siłę jasności widomej (w zakresie od 3,5 do 4,5 magnitudo). Delta Cephei jest systemem trzech gwiazd, główny składnik świeci ok. 3000 razy jaśniej niż Słońce, promień ma ok. 30-40 razy większy od Słońca, a masę ok. 5 razy większą;
23) Cefeidy są to stare gwiazdy (wiek co najmniej 10 mld lat), które przeszły fazę ciągu głównego (okres w którym gwiazda stabilnie spala wodór , a „popiołem” z tego spalania jest głównie hel) i np. stały się czerwonymi olbrzymami. Po zejściu z ciągu głównego gwiazda zaczyna się najpierw kurczyć, wówczas rośnie jej temperatura. Ciepło przepływa (konwekcja) do zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy, gdzie znajdują się pojedynczo zjonizowane atomy helu (atom pojedynczo zjonizowany to atom z niedoborem jednego elektronu). Wzrost temperatury, a w jej konsekwencji szybkości ruchu cząstek w atmosferze gwiazdy i ich energii powoduje, że z atomów helu wybijany jest kolejny elektron i atomy helu znajdują się w stanie podwójnej jonizacji. W takim stanie atomy helu jeszcze wydajniej absorbują ciepło do chwili, gdy zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy stają się nieprzepuszczalne dla dalszej konwekcji ciepła, otulając gwiazdę, niczym kokonem. Wówczas dostarczana wciąż energia cieplna zaczyna rozpychać zewnętrzną powłokę atmosfery gwiazdy. Gwiazda puchnie, gdyż rozszerza swoje rozmiary (promień) , bywa że nawet stukrotnie. Tak duży wzrost objętości gwiazdy powoduje spadek temperatury w tak zwiększonej objętości jej atmosfery, gwiazda się ochładza i staje się na powrót przezroczysta dla procesów konwekcji cieplnej. Atomy helu powracają do stanu pojedynczej jonizacji i gwiazda zaczyna się ponownie kurczyć. Cykl zaczyna się od początku. Procesy puchnięcia (rozdymania) i kurczenia gwiazdy połączone są ze zmianami jej jasności. Najbliższą cefeidą jest Gwiazda Polarna (Polaris) w konstelacji Małego Psa , biało-żółty nadolbrzym odległy ok. 330 lat świetlnych od Słońca. Obserwacje wskazują, iż pulsacje tej gwiazdy zanikają i przestanie być niebawem (jak na kosmiczne standardy) cefeidą;
24) Harlow Shapley (1885-1972) doktorat z fizyki uzyskał na Universytecie w Princeton, astronom amerykański, dyrektor Harvard College Observatory w latach 1921- 1952, poprzednio, w latach 1914-1921, kierownik w Mt. Wilson Observatory;
25) RR Lyrae - gwiazda zmienna w konstelacji Lutni (Lyra), odległa od Słońca o ok. 750 lat światła, niewidoczna gołym okiem, o jasności absolutnej 0,34 mag., o mocy promieniowania w zakresie światła widzialnego ok. 50 razy większej od Słońca, o okresie zmienności ok. 13 godzin. Okres zmienności gwiazd typu RR Lyrae wynosi max. 1,5 dnia, a różnice jasności widomej sięgają max. ok. 1 magnitudo (mag.). Wszystkie gwiazdy typu RR Lyrae mają wartość jasności absolutnej w granicach 0,3 - 0,6 mag., podczas gdy cefeidy są znacznie jaśniejsze, a rozpiętość wartości dla ich jasności absolutnej osiąga nawet kilka magnitudo;
26) Wielka Mgławica – M31, olbrzymia galaktyka spiralna, najbliżej Drogi Mlecznej znajdująca się samodzielna galaktyka. Do 2009 r. uchodziła za największą i najbardziej masywną galaktykę w Lokalnej Grupie Galaktyk, mającą średnicę o 50,0% większą od Drogi Mlecznej i stosownie do tego, większą od niej masę. Ostatnio opracowane dane uzyskane w ramach misji kosmicznych obserwatoriów (Chandra i Spitzer) wskazują, iż szacowana dotychczas szybkość rotacji naszej galaktyki (Droga Mleczna) jest o 50-60% wyższa, co oznaczało by konieczność przeszacowania jej masy o taki sam wskaźnik. Tym samym Droga Mleczna miałaby rozmiary i masę porównywalne z M 31, a być może nawet większe. Wielka Mgławica widoczna jest w konstelacji Andromedy i jest najdalej położonym obiektem we Wszechświecie (ok. 2,2 miliona lat światła od centrum Drogi Mlecznej) widocznym gołym okiem z Ziemi.
27) Edwin Powell Hubble - 1889-1953, USA, uznawany jest za jednego z najwybitniejszych astronomów XX wieku;
28) Mt. Palomar Observatory - położone na górze Palomar w Kalifornii, wyposażone jest w jeden z największych na świecie teleskopów zwierciadlanych o średnicy zwierciadła 508 cm, co powodowało, że był to największy teleskop do czasu uruchomienie w latach 1992-1996 zespołu dwóch teleskopów Keck’a, zlokalizowanych powyżej 4.000 m npm. na szczycie wygasłego wulkanu na Hawajach (Mauna Kea), posiadających średnice luster po 10,0 m. Teleskop dla obserwatorium na górze Palomar ufundował A. Hale, dlatego zwany jest on teleskopem Hale’a. Obserwatorium Mt. Palomar tworzy zespół obserwacyjny wraz z obserwatorium Mt. Wilson. Utrzymanie i korzystanie z Teleskopu Hale’a należy do konsorcjum trzech placówek naukowo-badawczych. Są nimi: Kalifornijski Instytut Technologiczny (Caltech), Uniwersytet Cornell oraz Jet Propulsion Laboratory. Teleskop Hale’a ma lustro (zwierciadło) odlane z 17 ton szkła kwarcowego (wykonane w Saint Gobain we Francji), natomiast cały teleskop waży ok. 400 ton;
29) Vesto Melvin Slipher - 1875 – 1969, astronom amerykański, pracował w Lovell Observatory. Jako pierwszy wskazał na przesunięcia linii dyfrakcyjnych w widmach mgławic spiralnych (galaktyk) wskazujące na ich znaczna prędkość radialną w kierunku od obserwatora;
30) Lovell Observatory - założone w 1894 r. w miejscowości Flagstaff w Arizonie (hrabstwo Coconino) przez fundatora Percivala Lovella.;
31) Świeca standardowa - obiekt o znanej gwiazdowej jasności absolutnej (i odległości) służący do obliczania odległości do innych obiektów, których znanym parametrem jest tylko jasność widoma (obserwowana). W galaktyce Drogi Mlecznej oraz pobliskich galaktykach rolę świec standardowych pełnią gwiazdy typów cefeida i RR Lyrae, z tym że określanie odległości za pomocą RR Lyrae jest
możliwe do kilku milionów, a za pomocą cefeid do ok. 50-60 milionów lat światła. Na odległościach kosmologicznych (setki milionów i miliardy lat światła) rolę świec standardowych pełnią wybuchy supernowa typu Ia, (które wszystkie maja bardzo zbliżoną jasność absolutną w maksimum), a takżenajjaśniejsze galaktyki w grupach (gromadach) galaktyk.
