HISTORIA ASTRONOMII, E-BOOKI, astronomia
[ Pobierz całość w formacie PDF ]
:| HISTORIA ASTRONOMII |:
Od czasów starożytnych aż po wiek XVII celem astronomii był jak
najdokładniejszy opis ruchów ciał niebieskich, obserwowanych gołym okiem:
gwiazd oraz planet wraz ze Słońcem i Księżycem. Wszechświat ograniczał się
do orbit planetarnych i sfery gwiazd stałych - Ziemia zajmowała w nim miejsce
szczególne.
W starożytności najwyraźniej chyba był widoczny podział astronomii na dwa
nurty: praktyczny, czyli związany z potrzebami życia codziennego, i naukowy -
koncentrujący się na budowie modeli matematycznych, które pozwalałyby
precyzyjnie opisywać ruchy planet na sferze niebieskiej i przewidywać ich
przyszłe położenia. Pierwszy nurt dominował przede wszystkim w Egipcie,
drugi - w Grecji; astronomia starożytnej Mezopotamii stanowiła połączenie
obu nurtów.
Astronomia starożytnego Egiptu i Mezopotamii
Za najtrwalsze osiągnięcia astronomii starożytnego Egiptu można uznać
wprowadzenie już około 3000 r. p.n.e. kalendarza opartego na roku liczącym
365 dni oraz ustalenie podziału nocy, a potem i dnia, na 12 części, skąd wzięła
się ostatecznie nasza doba, mająca 24 godziny.
W starożytnej Mezopotamii już Sumerowie - którym przypisuje się
wynalezienie tuż przed 3000 r. p.n.e. pisma klinowego, odciskanego za pomocą
rylca na glinianych tabliczkach - wnieśli swój wkład do astronomii, nadając
gwiazdozbiorom nazwy, z których część dotrwała do czasów współczesnych, na
przykład Byk, Lew czy Skorpion (patrz gwiazdozbiory starożytnej
Mezopotamii). Najwcześniejsze babilońskie teksty astronomiczne pochodzą z
przełomu XVIII/XVII w. p.n.e. - najstarszym zabytkiem jest astrologiczne
kompendium "Enuma Anu Enlil", zawierające informacje o położeniach i
okresach widoczności Wenus. Ostatni almanach astrologiczny utrzymany w tej
tradycji pochodzi z 75 r. i został znaleziony w świątyni w Babilonie. Rozwój
astronomii na ziemiach Mezopotamii bardzo ściśle wiązał się z wielką rolą
astrologii w życiu społecznym i politycznym, choć najważniejsze osiągnięcia
naukowe wyszły daleko poza granice astrologii użytkowej.
Astronomii babilońskiej zawdzięczamy wprowadzenie zodiaku (ok. V w. p.n.e),
zarówno jako zbioru konstelacji, jak i koła wielkiego, będącego podstawą
ekliptycznego układu współrzędnych na sferze niebieskiej. Z tamtejszej tradycji
obliczeniowej wziął się stopień - jako podstawowa jednostka miary kątowej -
oraz system sześćdziesiętny. Poza tekstami bogatymi w informacje o
obserwowanych zjawiskach astronomicznych (np. lista zaćmień sięgająca
połowy VIII w. p.n.e.), astronomia babilońska pozostawiła dokładnie
wyznaczone fundamentalne parametry, takie jak miesiąc synodyczny, rok
zwrotnikowy, i stosunki między okresami obiegu planet. Około 500 r. p.n.e. w
astronomii babilońskiej pojawiły się modele matematyczne, które umożliwiały
obliczanie - na podstawie opracowanych algorytmów i przy użyciu kilku
wyznaczonych parametrów - czasu występowania ważnych zjawisk
astronomicznych: nowiu i pełni Księżyca, zaćmień, okresów widoczności
planet, ich opozycji i stanowisk.
Astronomia średniowieczna i renesansowa w Europie
W Europie po powstaniu "Almagestu" uprawianie astronomii zgodnie z tradycją
nauki greckiej uległo zahamowaniu. W następnych wiekach niewiele prac
napisanych na Zachodzie nawiązywało do osiągnięć astronomii starożytnej.
Chalcydiusz (IV lub V w.) przełożył na łacinę kosmologiczny mit Platona -
"Timajosa" - i opatrzył go obszernym komentarzem. Dzięki rzymskiemu
pisarzowi Martianusowi Kapelli (ok. 365-440) zachowała się informacja o
odkryciu Heraklidesa z Pontu (IV w. p.n.e.), który przypuszczał, iż Merkury i
Wenus krążą wokół Słońca i dopiero z nim - dokoła Ziemi. Inny rzymski pisarz,
Makrobiusz (IV/V w.), napisał komentarz do "Snu Scypiona" Cycerona,
zawierający popularny wykład kosmologii sfer planetarnych i podstawowych
wiadomości z astronomii. Substytutem astronomii matematycznej była
komputystyka kościelna, która zajmowała się ustalaniem daty Wielkanocy.
Traktat, zawierający odpowiednie reguły obliczeniowe, napisał w 725 r. św.
Beda Czcigodny (ok. 672-735).
Odrodzenie nauki astronomii w Europie Zachodniej wiąże się z przyswajaniem
wiedzy arabskiej (arabskich przekładów autorów greckich i oryginalnych dzieł
uczonych islamu) w XI i XII w. w ośrodkach hiszpańskich (m.in. Toledo,
Kastylia). Na podstawie przekładu traktatu al-Farghaniego Jan Sacrobosco (Jan
z Holywood) napisał na początku XIII w. "Traktat o sferze" - dzieło
popularyzujące w czterech księgach podstawy astronomii Ptolemeusza. W
drugiej połowie XIII w. pod protektoratem Alfonsa X Mądrego, króla Kastylii i
Leonu, powstały "Tablice alfonsyńskie" (ich ostateczną redakcję przypisuje się
środowisku naukowemu Paryża), które zgodnie z modelami Ptolemeusza
podawały sposoby obliczania położeń planet. Zastąpiły one "Tablice
toledańskie" i na długie lata zyskały popularność wśród astronomów i
astrologów.
Znaczący postęp, porównywalny z drogą prowadzącą od pierwszych
ilościowych modeli sfer współśrodkowych do systemu Ptolemeusza, przyniósł
okres od końca XV do początku XVII w. W pierwszym etapie powstania
nowego modelu Wszechświata najważniejszą rolę odegrały dwa ośrodki:
wiedeńsko-norymberski i krakowski. Z pierwszym z nich związane są nazwiska
dwóch uczonych: Georga Peuerbacha (1423-1461) i Johannesa Müllera (1436-
1476), zwanego Regiomontanem. Peuerbach, zgodnie z wytyczonym przez
siebie planem odnowy astronomii poprzez studiowanie dzieł autorów
starożytnych, przedstawił w "Nowych teorykach planet" skrót astronomii
Ptolemeusza i jego arabskich krytyków. Zaczął również pisać streszczenie
"Almagestu" ("Epitoma in Almagestum"), które po jego śmierci dokończył i
wydał Regiomontanus. Oba dzieła cieszyły się wielką popularnością. "Nowym
teorykom planet" towarzyszyły tablice astronomiczne, podające położenia ciał
niebieskich w okresie 1475-1506, i jeden egzemplarz tej książki wziął ze sobą
w swą czwartą podróż (1502-1504) Krzysztof Kolumb.
Mikołaj Kopernik zawdzięczał podstawy swej wiedzy astronomicznej szkole
krakowskiej, związanej z uniwersytetem. Wykładał tam m.in. Wojciech z
Brudzewa, autor komentarza do "Nowych teoryk planet" Peuerbacha.
Uzupełniwszy swe wykształcenie we Włoszech, na początku XVI w. Kopernik
sformułował założenia nowego systemu świata - Słońca okrążanego przez
planety - w niewielkim traktacie, noszącym tytuł "Commentariolus". Nie
zawierał on jeszcze modelu matematycznego, który został przedstawiony,
zgodnie z najlepszymi zasadami starożytnej astronomii greckiej, w "De
revolutionibus" ("O obrotach"), dziele opublikowanym w 1543 r.
"De revolutionibus" było przede wszystkim pracą wielkiego teoretyka, który
potrafił skonstruować nowy model świata, posługując się nielicznymi,
niezbędnymi obserwacjami - w równej mierze swoich poprzedników, co
własnymi. W drugiej połowie XVI w. inny astronom, Duńczyk Tycho Brahe
(1546-1601) sprawił, że o dalszych losach modeli astronomicznych zaczęły
decydować coraz dokładniejsze obserwacje. W 1576 r. Tycho rozpoczął
budowę dużego obserwatorium na wyspie Hven, gdzie do 1597 r. z wielką
dokładnością rejestrował położenia planet i gwiazd. Obserwując w 1577 r.
kometę, odkrył, że porusza się ona w obszarze zastrzeżonym przez model
Ptolemeusza dla planet, a zatem wątpliwe stało się istnienie sfer, unoszących
planety.
Ostatnie lata życia Brahe spędził w Pradze, na dworze cesarza Rudolfa II. W
opracowywaniu danych obserwacyjnych pomagał mu od 1600 r. Johannes
Kepler (1571-1630), zdolny matematyk niemiecki, zwolennik teorii Kopernika.
Dokładne obserwacje położeń planet, zwłaszcza Marsa, wykonane przez
Brahego, pozwoliły Keplerowi odkryć naturę planetarnych orbit - ich
eliptyczność - i sformułować trzy prawa ruchu planet. Dwa pierwsze prawa
ukazały się drukiem w "Nowej Astronomii", wydanej w 1609 r., tym samym, w
którym człowiek po raz pierwszy skierował ku niebu teleskop.
Astronomia XX Wieku
W XX stuleciu astronomia nabrała nieoczekiwanego tempa, koncentrując się na
dwóch tematach: powstawaniu i ewolucji gwiazd oraz systemów gwiezdnych z
jednej strony, a galaktyk i gromad galaktyk z drugiej. Okazało się, że do
badania ewolucji gwiazd szczególnie dobrze nadaje się wykres Hertzsprunga -
Russella, zaprezentowany po raz pierwszy w roku 1913, a później nieco
zmodyfikowany. Autorami tego wykresu, czyli graficznego przedstawienia
zależności między pewnymi parametrami gwiazd, byli duński astronom Ejnar
Hertzsprung (1873-1967) i amerykański astrofizyk Henry Norris Russell (1877-
1957). Na wykresie tym przedstawia się temperaturę powierzchniową albo typ
widmowy gwiazd w funkcji ich jasności absolutnych. Wykres ten stał się
kluczem do zrozumienia ewolucji gwiazd. Każda gwiazda ma swoją własną
historię, którą można śledzić na tym wykresie. Droga ewolucyjna gwiazdy
zależy bowiem od jej masy, a ponieważ na różnych etapach ewolucji gwiazda
ma inną temperaturę efektywną i rozmiary, ciąg położeń ewolucyjnych tworzy
na wykresie Hertzsprunga - Russella swoistą "ścieżkę ewolucyjną".
Ciąg położeń ewolucyjnych gwiazdy przebiega, w dużym uproszczeniu, w
następujący sposób: gwiazda powstaje, prawdopodobnie zawsze razem z innymi
gwiazdami, wskutek kurczenia się gazowo-pyłowego obłoku. Energia
grawitacyjnego przyciągania, która jest uwalniana podczas kurczenia się
obłoku, prowadzi do zapoczątkowania reakcji termojądrowych w jądrze
gwiazdy. Gwiazda wstępuje wtedy w ciąg główny wykresu Hertzsprunga -
Russella. Synteza jądrowa (przekształcanie wodoru w hel) dostarcza gwieździe
potrzebnej energii. "Pobyt" na ciągu głównym jest najważniejszym okresem
życia gwiazdy. Jego długość jest ograniczona i ma związek z masą gwiazdy: im
większa jest jej masa początkowa, tym krótsze jest życie gwiazdy na ciągu
głównym. Gwiazdy o małej masie, takie jak nasze Słońce, przebywają na ciągu
głównym około 10 miliardów lat. Gdy zapas wodoru ulegnie wyczerpaniu, w
jądrze gwiazdy zaczynają zachodzić reakcje syntezy coraz cięższych
pierwiastków. Gwiazda rozdyma się, stając się "czerwonym olbrzymem", który
ma dużo większą moc promieniowania niż gwiazda ciągu głównego, i wędruje
na wykresie Hertzsprunga - Russella do gałęzi olbrzymów, znajdującej się w
prawym górnym rogu tego wykresu.
Końcowy okres życia gwiazd, związany z gigantycznymi katastrofami, może
wyglądać bardzo różnie. Gwiazda typu naszego Słońca kończy jako "biały
karzeł", gwiazda sto do tysiąckrotnie mniejsza od Słońca, lecz o ogromnej
gęstości, która po "wypaleniu" helu powoli wystyga. Gwiazdy o masie
końcowej większej niż 1,4 masy Słońca mogą się zapaść jeszcze bardziej.
Kończą one jako gwiazdy neutronowe o średnicach równych zaledwie 10-100
km i gęstości rzędu 1-10 mln t/cm3. Białe karły i gwiazdy neutronowe znajdują
się w lewym dolnym rogu wykresu Hertzsprunga - Russella. W końcu, gwiazdy
o masach końcowych większych niż 2,2 masy Słońca zapadają się (kolapsują) i
stają się tak zwanymi czarnymi dziurami. Podczas zapadania się wydzielana jest
tak wielka energia, że zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają odrzucone (wybuch
gwiazdy supernowej). Czarna dziura (ang. Black hole), obiekt, którego istnienia
nie można wykryć ani za pomocą obserwacji optycznych ani radiowych, jest
pozostałością po takim wybuchu gwiazdy. Siła przyciągania w otoczeniu
czarnej dziury jest tak wielka, że nie może jej opuścić żadne promieniowanie.
Ponadto, cała materia z jej otoczenia spada na nią i jest pochłaniana.
Z teorii budowy gwiazd wynika, że temperatura we wnętrzu Słońca i
podobnych gwiazd na ciągu głównym wykresu Hertzsprunga - Russella wynosi
około 20 milionów stopni C. Według niemieckiego fizyka Hermanna von
Helmholtza (1821-1894) źródłem energii we wnętrzu gwiazdy była początkowo
wyłącznie kontrakcja (kurczenie się i wzrost gęstości jako źródło ciepła i
promieniowania) kuli gazowej. Oblicza się, że nasze Słońce mogłoby w ten
sposób świecić jako gwiazda przez około 100 mln lat. Radioaktywna metoda
badania wieku skał skorupy ziemskiej wskazuje jednak, że najstarsze formacje
na naszej planecie liczą ponad 2 mld lat. Wobec tego, że Słońce a także inne
gwiazdy powinny być starsze niż Ziemia, energia kontrakcji nie jest w stanie
wyjaśnić zjawiska świecenia gwiazd. Musiano więc szukać innych źródeł
energii gwiazd.
Rozwój fizyki jądrowej doprowadził do rozwiązania tego problemu. Niemiecki
fizyk Hans Bethe (ur. 1906) i Carl Friedrich von Weizsacker znaleźli
niezależnie od siebie, na przełomie lat 1937/1938, jego rozwiązanie. Głównym
źródłem energii Słońca okazały się procesy jądrowe w jego wnętrzu. W jądrze
Słońca łączą się cztery jądra wodoru w jedno jądro helu, przy udziale węgla,
azotu i tlenu. Nadwyżka masy zostaje zamieniona podczas tego procesu w
promieniowanie i w ten sposób zabezpiecza bilans energetyczny Słońca.
Wraz z nowymi odkryciami, dającymi wyobrażenie o rzeczywistej wielkości i
budowie Wszechświata, nastąpił decydujący zwrot w badaniach mgławic
spiralnych (galaktyk). W roku 1924, amerykański astronom Edwin Powell
Hubble (1899-1953) zdołał rozdzielić obszary brzegowe Mgławice Andromedy
na pojedyncze gwiazdy za pomocą największego teleskopu zwierciadlanego
Obserwatorium Mount Wilson. Dzięki temu potwierdzono optyczne
podobieństwo Drogi Mlecznej i Mgławicy Andromedy. W tym czasie odkryto i
skatalogowano wiele nowych galaktyk leżących daleko we Wszechświecie.
Wniosek z tych obserwacji był taki, że za pomocą dużego teleskopu można by
odkryć setki milionów nowych galaktyk.
W roku 1930, wykorzystując prawo Dopplera do pomiaru prędkości radialnej
(tj. składowej prędkości wzdłuż kierunku obserwator - obiekt) galaktyk, udało
się Hubble'owi wyznaczyć odległość do galaktyk. Był to ten sam rok, w którym
amerykański astronom Clyde William Tombaugh (ur. 1906) odkrył w
Obserwatorium Lowella planetę Pluton. Wynik Hubble'a wywołał sensację i
[ Pobierz całość w formacie PDF ]
zanotowane.pl doc.pisz.pl pdf.pisz.pl chiara76.opx.pl
:| HISTORIA ASTRONOMII |:
Od czasów starożytnych aż po wiek XVII celem astronomii był jak
najdokładniejszy opis ruchów ciał niebieskich, obserwowanych gołym okiem:
gwiazd oraz planet wraz ze Słońcem i Księżycem. Wszechświat ograniczał się
do orbit planetarnych i sfery gwiazd stałych - Ziemia zajmowała w nim miejsce
szczególne.
W starożytności najwyraźniej chyba był widoczny podział astronomii na dwa
nurty: praktyczny, czyli związany z potrzebami życia codziennego, i naukowy -
koncentrujący się na budowie modeli matematycznych, które pozwalałyby
precyzyjnie opisywać ruchy planet na sferze niebieskiej i przewidywać ich
przyszłe położenia. Pierwszy nurt dominował przede wszystkim w Egipcie,
drugi - w Grecji; astronomia starożytnej Mezopotamii stanowiła połączenie
obu nurtów.
Astronomia starożytnego Egiptu i Mezopotamii
Za najtrwalsze osiągnięcia astronomii starożytnego Egiptu można uznać
wprowadzenie już około 3000 r. p.n.e. kalendarza opartego na roku liczącym
365 dni oraz ustalenie podziału nocy, a potem i dnia, na 12 części, skąd wzięła
się ostatecznie nasza doba, mająca 24 godziny.
W starożytnej Mezopotamii już Sumerowie - którym przypisuje się
wynalezienie tuż przed 3000 r. p.n.e. pisma klinowego, odciskanego za pomocą
rylca na glinianych tabliczkach - wnieśli swój wkład do astronomii, nadając
gwiazdozbiorom nazwy, z których część dotrwała do czasów współczesnych, na
przykład Byk, Lew czy Skorpion (patrz gwiazdozbiory starożytnej
Mezopotamii). Najwcześniejsze babilońskie teksty astronomiczne pochodzą z
przełomu XVIII/XVII w. p.n.e. - najstarszym zabytkiem jest astrologiczne
kompendium "Enuma Anu Enlil", zawierające informacje o położeniach i
okresach widoczności Wenus. Ostatni almanach astrologiczny utrzymany w tej
tradycji pochodzi z 75 r. i został znaleziony w świątyni w Babilonie. Rozwój
astronomii na ziemiach Mezopotamii bardzo ściśle wiązał się z wielką rolą
astrologii w życiu społecznym i politycznym, choć najważniejsze osiągnięcia
naukowe wyszły daleko poza granice astrologii użytkowej.
Astronomii babilońskiej zawdzięczamy wprowadzenie zodiaku (ok. V w. p.n.e),
zarówno jako zbioru konstelacji, jak i koła wielkiego, będącego podstawą
ekliptycznego układu współrzędnych na sferze niebieskiej. Z tamtejszej tradycji
obliczeniowej wziął się stopień - jako podstawowa jednostka miary kątowej -
oraz system sześćdziesiętny. Poza tekstami bogatymi w informacje o
obserwowanych zjawiskach astronomicznych (np. lista zaćmień sięgająca
połowy VIII w. p.n.e.), astronomia babilońska pozostawiła dokładnie
wyznaczone fundamentalne parametry, takie jak miesiąc synodyczny, rok
zwrotnikowy, i stosunki między okresami obiegu planet. Około 500 r. p.n.e. w
astronomii babilońskiej pojawiły się modele matematyczne, które umożliwiały
obliczanie - na podstawie opracowanych algorytmów i przy użyciu kilku
wyznaczonych parametrów - czasu występowania ważnych zjawisk
astronomicznych: nowiu i pełni Księżyca, zaćmień, okresów widoczności
planet, ich opozycji i stanowisk.
Astronomia średniowieczna i renesansowa w Europie
W Europie po powstaniu "Almagestu" uprawianie astronomii zgodnie z tradycją
nauki greckiej uległo zahamowaniu. W następnych wiekach niewiele prac
napisanych na Zachodzie nawiązywało do osiągnięć astronomii starożytnej.
Chalcydiusz (IV lub V w.) przełożył na łacinę kosmologiczny mit Platona -
"Timajosa" - i opatrzył go obszernym komentarzem. Dzięki rzymskiemu
pisarzowi Martianusowi Kapelli (ok. 365-440) zachowała się informacja o
odkryciu Heraklidesa z Pontu (IV w. p.n.e.), który przypuszczał, iż Merkury i
Wenus krążą wokół Słońca i dopiero z nim - dokoła Ziemi. Inny rzymski pisarz,
Makrobiusz (IV/V w.), napisał komentarz do "Snu Scypiona" Cycerona,
zawierający popularny wykład kosmologii sfer planetarnych i podstawowych
wiadomości z astronomii. Substytutem astronomii matematycznej była
komputystyka kościelna, która zajmowała się ustalaniem daty Wielkanocy.
Traktat, zawierający odpowiednie reguły obliczeniowe, napisał w 725 r. św.
Beda Czcigodny (ok. 672-735).
Odrodzenie nauki astronomii w Europie Zachodniej wiąże się z przyswajaniem
wiedzy arabskiej (arabskich przekładów autorów greckich i oryginalnych dzieł
uczonych islamu) w XI i XII w. w ośrodkach hiszpańskich (m.in. Toledo,
Kastylia). Na podstawie przekładu traktatu al-Farghaniego Jan Sacrobosco (Jan
z Holywood) napisał na początku XIII w. "Traktat o sferze" - dzieło
popularyzujące w czterech księgach podstawy astronomii Ptolemeusza. W
drugiej połowie XIII w. pod protektoratem Alfonsa X Mądrego, króla Kastylii i
Leonu, powstały "Tablice alfonsyńskie" (ich ostateczną redakcję przypisuje się
środowisku naukowemu Paryża), które zgodnie z modelami Ptolemeusza
podawały sposoby obliczania położeń planet. Zastąpiły one "Tablice
toledańskie" i na długie lata zyskały popularność wśród astronomów i
astrologów.
Znaczący postęp, porównywalny z drogą prowadzącą od pierwszych
ilościowych modeli sfer współśrodkowych do systemu Ptolemeusza, przyniósł
okres od końca XV do początku XVII w. W pierwszym etapie powstania
nowego modelu Wszechświata najważniejszą rolę odegrały dwa ośrodki:
wiedeńsko-norymberski i krakowski. Z pierwszym z nich związane są nazwiska
dwóch uczonych: Georga Peuerbacha (1423-1461) i Johannesa Müllera (1436-
1476), zwanego Regiomontanem. Peuerbach, zgodnie z wytyczonym przez
siebie planem odnowy astronomii poprzez studiowanie dzieł autorów
starożytnych, przedstawił w "Nowych teorykach planet" skrót astronomii
Ptolemeusza i jego arabskich krytyków. Zaczął również pisać streszczenie
"Almagestu" ("Epitoma in Almagestum"), które po jego śmierci dokończył i
wydał Regiomontanus. Oba dzieła cieszyły się wielką popularnością. "Nowym
teorykom planet" towarzyszyły tablice astronomiczne, podające położenia ciał
niebieskich w okresie 1475-1506, i jeden egzemplarz tej książki wziął ze sobą
w swą czwartą podróż (1502-1504) Krzysztof Kolumb.
Mikołaj Kopernik zawdzięczał podstawy swej wiedzy astronomicznej szkole
krakowskiej, związanej z uniwersytetem. Wykładał tam m.in. Wojciech z
Brudzewa, autor komentarza do "Nowych teoryk planet" Peuerbacha.
Uzupełniwszy swe wykształcenie we Włoszech, na początku XVI w. Kopernik
sformułował założenia nowego systemu świata - Słońca okrążanego przez
planety - w niewielkim traktacie, noszącym tytuł "Commentariolus". Nie
zawierał on jeszcze modelu matematycznego, który został przedstawiony,
zgodnie z najlepszymi zasadami starożytnej astronomii greckiej, w "De
revolutionibus" ("O obrotach"), dziele opublikowanym w 1543 r.
"De revolutionibus" było przede wszystkim pracą wielkiego teoretyka, który
potrafił skonstruować nowy model świata, posługując się nielicznymi,
niezbędnymi obserwacjami - w równej mierze swoich poprzedników, co
własnymi. W drugiej połowie XVI w. inny astronom, Duńczyk Tycho Brahe
(1546-1601) sprawił, że o dalszych losach modeli astronomicznych zaczęły
decydować coraz dokładniejsze obserwacje. W 1576 r. Tycho rozpoczął
budowę dużego obserwatorium na wyspie Hven, gdzie do 1597 r. z wielką
dokładnością rejestrował położenia planet i gwiazd. Obserwując w 1577 r.
kometę, odkrył, że porusza się ona w obszarze zastrzeżonym przez model
Ptolemeusza dla planet, a zatem wątpliwe stało się istnienie sfer, unoszących
planety.
Ostatnie lata życia Brahe spędził w Pradze, na dworze cesarza Rudolfa II. W
opracowywaniu danych obserwacyjnych pomagał mu od 1600 r. Johannes
Kepler (1571-1630), zdolny matematyk niemiecki, zwolennik teorii Kopernika.
Dokładne obserwacje położeń planet, zwłaszcza Marsa, wykonane przez
Brahego, pozwoliły Keplerowi odkryć naturę planetarnych orbit - ich
eliptyczność - i sformułować trzy prawa ruchu planet. Dwa pierwsze prawa
ukazały się drukiem w "Nowej Astronomii", wydanej w 1609 r., tym samym, w
którym człowiek po raz pierwszy skierował ku niebu teleskop.
Astronomia XX Wieku
W XX stuleciu astronomia nabrała nieoczekiwanego tempa, koncentrując się na
dwóch tematach: powstawaniu i ewolucji gwiazd oraz systemów gwiezdnych z
jednej strony, a galaktyk i gromad galaktyk z drugiej. Okazało się, że do
badania ewolucji gwiazd szczególnie dobrze nadaje się wykres Hertzsprunga -
Russella, zaprezentowany po raz pierwszy w roku 1913, a później nieco
zmodyfikowany. Autorami tego wykresu, czyli graficznego przedstawienia
zależności między pewnymi parametrami gwiazd, byli duński astronom Ejnar
Hertzsprung (1873-1967) i amerykański astrofizyk Henry Norris Russell (1877-
1957). Na wykresie tym przedstawia się temperaturę powierzchniową albo typ
widmowy gwiazd w funkcji ich jasności absolutnych. Wykres ten stał się
kluczem do zrozumienia ewolucji gwiazd. Każda gwiazda ma swoją własną
historię, którą można śledzić na tym wykresie. Droga ewolucyjna gwiazdy
zależy bowiem od jej masy, a ponieważ na różnych etapach ewolucji gwiazda
ma inną temperaturę efektywną i rozmiary, ciąg położeń ewolucyjnych tworzy
na wykresie Hertzsprunga - Russella swoistą "ścieżkę ewolucyjną".
Ciąg położeń ewolucyjnych gwiazdy przebiega, w dużym uproszczeniu, w
następujący sposób: gwiazda powstaje, prawdopodobnie zawsze razem z innymi
gwiazdami, wskutek kurczenia się gazowo-pyłowego obłoku. Energia
grawitacyjnego przyciągania, która jest uwalniana podczas kurczenia się
obłoku, prowadzi do zapoczątkowania reakcji termojądrowych w jądrze
gwiazdy. Gwiazda wstępuje wtedy w ciąg główny wykresu Hertzsprunga -
Russella. Synteza jądrowa (przekształcanie wodoru w hel) dostarcza gwieździe
potrzebnej energii. "Pobyt" na ciągu głównym jest najważniejszym okresem
życia gwiazdy. Jego długość jest ograniczona i ma związek z masą gwiazdy: im
większa jest jej masa początkowa, tym krótsze jest życie gwiazdy na ciągu
głównym. Gwiazdy o małej masie, takie jak nasze Słońce, przebywają na ciągu
głównym około 10 miliardów lat. Gdy zapas wodoru ulegnie wyczerpaniu, w
jądrze gwiazdy zaczynają zachodzić reakcje syntezy coraz cięższych
pierwiastków. Gwiazda rozdyma się, stając się "czerwonym olbrzymem", który
ma dużo większą moc promieniowania niż gwiazda ciągu głównego, i wędruje
na wykresie Hertzsprunga - Russella do gałęzi olbrzymów, znajdującej się w
prawym górnym rogu tego wykresu.
Końcowy okres życia gwiazd, związany z gigantycznymi katastrofami, może
wyglądać bardzo różnie. Gwiazda typu naszego Słońca kończy jako "biały
karzeł", gwiazda sto do tysiąckrotnie mniejsza od Słońca, lecz o ogromnej
gęstości, która po "wypaleniu" helu powoli wystyga. Gwiazdy o masie
końcowej większej niż 1,4 masy Słońca mogą się zapaść jeszcze bardziej.
Kończą one jako gwiazdy neutronowe o średnicach równych zaledwie 10-100
km i gęstości rzędu 1-10 mln t/cm3. Białe karły i gwiazdy neutronowe znajdują
się w lewym dolnym rogu wykresu Hertzsprunga - Russella. W końcu, gwiazdy
o masach końcowych większych niż 2,2 masy Słońca zapadają się (kolapsują) i
stają się tak zwanymi czarnymi dziurami. Podczas zapadania się wydzielana jest
tak wielka energia, że zewnętrzne warstwy gwiazdy zostają odrzucone (wybuch
gwiazdy supernowej). Czarna dziura (ang. Black hole), obiekt, którego istnienia
nie można wykryć ani za pomocą obserwacji optycznych ani radiowych, jest
pozostałością po takim wybuchu gwiazdy. Siła przyciągania w otoczeniu
czarnej dziury jest tak wielka, że nie może jej opuścić żadne promieniowanie.
Ponadto, cała materia z jej otoczenia spada na nią i jest pochłaniana.
Z teorii budowy gwiazd wynika, że temperatura we wnętrzu Słońca i
podobnych gwiazd na ciągu głównym wykresu Hertzsprunga - Russella wynosi
około 20 milionów stopni C. Według niemieckiego fizyka Hermanna von
Helmholtza (1821-1894) źródłem energii we wnętrzu gwiazdy była początkowo
wyłącznie kontrakcja (kurczenie się i wzrost gęstości jako źródło ciepła i
promieniowania) kuli gazowej. Oblicza się, że nasze Słońce mogłoby w ten
sposób świecić jako gwiazda przez około 100 mln lat. Radioaktywna metoda
badania wieku skał skorupy ziemskiej wskazuje jednak, że najstarsze formacje
na naszej planecie liczą ponad 2 mld lat. Wobec tego, że Słońce a także inne
gwiazdy powinny być starsze niż Ziemia, energia kontrakcji nie jest w stanie
wyjaśnić zjawiska świecenia gwiazd. Musiano więc szukać innych źródeł
energii gwiazd.
Rozwój fizyki jądrowej doprowadził do rozwiązania tego problemu. Niemiecki
fizyk Hans Bethe (ur. 1906) i Carl Friedrich von Weizsacker znaleźli
niezależnie od siebie, na przełomie lat 1937/1938, jego rozwiązanie. Głównym
źródłem energii Słońca okazały się procesy jądrowe w jego wnętrzu. W jądrze
Słońca łączą się cztery jądra wodoru w jedno jądro helu, przy udziale węgla,
azotu i tlenu. Nadwyżka masy zostaje zamieniona podczas tego procesu w
promieniowanie i w ten sposób zabezpiecza bilans energetyczny Słońca.
Wraz z nowymi odkryciami, dającymi wyobrażenie o rzeczywistej wielkości i
budowie Wszechświata, nastąpił decydujący zwrot w badaniach mgławic
spiralnych (galaktyk). W roku 1924, amerykański astronom Edwin Powell
Hubble (1899-1953) zdołał rozdzielić obszary brzegowe Mgławice Andromedy
na pojedyncze gwiazdy za pomocą największego teleskopu zwierciadlanego
Obserwatorium Mount Wilson. Dzięki temu potwierdzono optyczne
podobieństwo Drogi Mlecznej i Mgławicy Andromedy. W tym czasie odkryto i
skatalogowano wiele nowych galaktyk leżących daleko we Wszechświecie.
Wniosek z tych obserwacji był taki, że za pomocą dużego teleskopu można by
odkryć setki milionów nowych galaktyk.
W roku 1930, wykorzystując prawo Dopplera do pomiaru prędkości radialnej
(tj. składowej prędkości wzdłuż kierunku obserwator - obiekt) galaktyk, udało
się Hubble'owi wyznaczyć odległość do galaktyk. Był to ten sam rok, w którym
amerykański astronom Clyde William Tombaugh (ur. 1906) odkrył w
Obserwatorium Lowella planetę Pluton. Wynik Hubble'a wywołał sensację i
[ Pobierz całość w formacie PDF ]